私たち自身の銀河の中で、厚い円盤は主（薄い）円盤の上と下に存在する異なる星の集団です。天文学者はそれがどのように形成されたのか（小さな銀河の降着や薄い円盤からの放出の痕跡）は完全にはわかりませんが、確かにそこにあり、10メガパーセク以上離れた他の銀河で類似体が観測されています。これらの厚い円盤が本当に合併の産物である場合、他の点で合併の証拠を示す銀河は、この2番目の集団の存在も示すはずです。しかし、M31の場合、私たちに最も近い主要な銀河であるアンドロメダ銀河であり、豊富な合併の歴史があると考えられていますが、厚い円盤の痕跡はとらえどころのないことが証明されています。それで、それはどこにありますか？
この銀河のコンポーネントを見つける際の問題の一部は、銀河が私たちに提示される角度です。厚い円盤成分が検出された銀河（私たちのものを除く）はすべて縁にあります。これにより、厚いコンポーネントを見つけるプロセスが大幅に簡略化されます。天文学者は、さまざまな星の集団（若いと古い）を検出するために設計された測光システムを使用して、分布の変化を観察できます。銀河が正面に近づくと、厚いコンポーネントの薄いコンポーネントへの投影により、識別がはるかに困難になります。アンドロメダ銀河はこれら2つの両極端の中間にあり、空に対して77°の角度をなします（90°は端にあります）。
この困難のため、この拡大した母集団を検索するには別の方法が必要です。 2002年以来、ケンブリッジ大学のミシェルコリンズ率いるチームは、ケックII望遠鏡を使用して、予想されるディスクを検索してきました。これを行うために、チームは多数の赤い巨大星の分光観測を使用して、厚い円盤の特徴を持つ特定の亜集団が見つかるかどうかを判断しています。 M31で以前にサブポピュレーションが発見されましたが、その速度分散は低すぎるため、分布が古典的な薄板と密接に関連していて、欠けているコンポーネントとは見なされませんでした。代わりに、「拡張ディスク」と呼ばれます。
しかし、他の人が失敗した場合、コリンズのチームが勝った。彼女のチームの研究から、最近の論文は、厚いディスクとそのような大きなサンプルを発見したと主張し、その性質についていくつか興味深い観察をしました。 1つ目は、M31の厚いディスクの厚さがほぼ3倍であることです。さらに、薄いディスクと厚いディスクの両方の平均速度が著しく高くなります（薄いM31 = 32.0 km-1、 薄いMW = 20.0 km-1;厚いM31 = 45.7 km-1、 厚いMW = 40.0 km-1）。厚い円盤が実際に合併に関連している場合、これはM31が私たち自身の銀河よりも最近の相互作用の集中的な期間を経たことを示している可能性があります。ただし、チームは、彼らの観察だけでは、このコンポーネントの形成方法を制約することはできないと指摘しています。他の研究では、降着と排出のそれぞれが異なる指紋を残すことが示されていますが、必要なコンポーネントは、2つを区別するために十分に詳細にマッピングされていませんでした。
