V naší vlastní galaxii je tlustý disk zřetelnou populací hvězd, která leží nad a pod hlavním (tenkým) diskem. Zatímco astronomové si nejsou zcela jisti, jak se vytvořili (zbytky shluku malých galaxií nebo vystřelení z tenkého disku), je to určitě a analogie byly pozorovány v jiných galaxiích vzdálených více než 10 megaparsek. Pokud jsou tyto silné disky skutečně produktem fúzí, pak by galaxie vykazující důkaz fúzí v jiných ohledech měly ukazovat také přítomnost této druhé populace. Přesto v případě galaxie M31, galaxie Andromeda, nejbližší hlavní galaxie k naší vlastní, o které se předpokládá, že má bohatou historii fúzí, se stopy silného disku ukázaly nepolapitelné. Tak kde to je?
Součástí problému při hledání této galaktické složky je úhel, ve kterém je nám galaxie představena. Galaxie, u kterých byla detekována silná disková složka (kromě naší vlastní), leží na okraji. Tím je proces nalezení tlusté složky značně zjednodušen. Astronomové mohou používat fotometrické systémy určené k detekci různých populací hvězd (mladých vs. starých) a pozorovat změnu v distribuci. Když jsou galaxie umístěny blíže k sobě, promítání tlusté složky na tenkou ztěžuje identifikaci. Galaxie Andromeda je někde mezi těmito dvěma extrémy a svírá na obloze úhel 77 ° (kde 90 ° je na hraně).
Kvůli této obtížnosti je k hledání této rozšířené populace potřeba jiná metoda. Od roku 2002 tým pod vedením Michelle Collins z univerzity v Cambridge používá k hledání očekávaného disku dalekohled Keck II. Za tímto účelem tým používá spektroskopická pozorování četných červených obřích hvězd, aby určil, zda lze nalézt konkrétní subpopulaci s charakteristikami tlustých disků. Zatímco v M31 byla dříve objevena subpopulace, její rozptyl rychlosti byl příliš nízký a distribuce byla příliš úzce spjata s klasickým tenkým diskem, aby bylo možné skutečně považovat za chybějící komponentu. Místo toho se označuje jako „rozšířený disk“.
Ale tam, kde ostatní selhali, zvítězil Collinsův tým. Podle studie svého týmu nedávný dokument tvrdí, že objevil tlustý disk as tak velkým vzorkem učinil několik zajímavých pozorování o jeho povaze. První je, že tlustý disk M31 je téměř třikrát tlustší. Navíc průměrná rychlost jak tenkých, tak tlustých disků je výrazně vyšší (tenkáM31 = 32,0 km-1, tenkéMW = 20,0 km-1; tlustýM31 = 45,7 km-1, tlustýMW = 40,0 km-1). Pokud je silný disk skutečně spojen se sloučením, pak to může znamenat, že M31 prošel intenzivnějším obdobím nedávných interakcí než naše vlastní galaxie. Tým však poznamenává, že z jejich samotných pozorování nejsou schopni omezit metody formování této komponenty. Zatímco jiné studie ukázaly, že narůstání a vymrštění zanechávají zřetelné otisky prstů, potřebné komponenty nebyly mapovány dostatečně podrobně, aby se mezi nimi rozlišily.
