В нашата собствена галактика дебелият диск е ясно изразена популация от звезди, която се намира над и под основния (тънък) диск. Въпреки че астрономите не са напълно сигурни как се е образувал (останки от натрупване на малки галактики или изхвърляне от тънкия диск), той със сигурност е там и аналози са наблюдавани в други галактики, на повече от 10 мегапарсека. Ако тези дебели дискове наистина са продукт на сливания, тогава галактиките, показващи доказателства за сливания в други отношения, трябва да показват и присъствието на това второ население. И все пак в случая с M31, галактиката Андромеда, най-близката до нас голяма галактика, за която се смята, че има богата история на сливания, следи от дебелия диск се оказаха неуловими. И така, къде е?
Част от проблема при намирането на този галактически компонент е ъгълът, под който галактиката ни е представена. Галактиките, за които е открит дебел компонент на диска (встрани от нашите), са разположени на ръба. Това прави процеса на намиране на дебелия компонент значително опростен. Астрономите могат да използват фотометрични системи, предназначени за откриване на различни популации от звезди (млади срещу стари) и да наблюдават промяната в разпределението. Когато галактиките са представени по-близо до тях, проекцията на дебелия компонент върху тънката прави идентифицирането далеч по-трудно. Галактиката Андромеда е някъде между тези две крайности и прави ъгъл от 77 ° на небето (където 90 ° е край на).
Поради тази трудност е необходим друг метод за търсене на тази разширена популация. От 2002 г. екип, ръководен от Мишел Колинс от университета в Кеймбридж, използва телескопа Keck II, за да търси очаквания диск. За да направи това, екипът използва спектроскопични наблюдения на многобройни звезди от червени гиганти, за да определи дали може да се намери специфична популация с дебели характеристики на диска. Докато субпопулацията е била открита преди в M31, нейната скоростна дисперсия е твърде ниска и разпределението е твърде тясно свързано с класическия тънък диск, за да може наистина да се счита за липсващия компонент. Вместо това се нарича „разширен диск“.
Но там, където другите не са успели, екипът на Колинс надделя. От проучването на нейния екип наскоро на хартия се твърди, че е открил дебелия диск и с толкова голяма проба са направили интересни наблюдения за неговата същност. Първият е, че дебелият диск на M31 е почти три пъти по-дебел. Освен това средната скорост както на тънките, така и на дебелите дискове е значително по-висока (тънкаM31 = 32,0 kms-1, тънкаMW = 20,0 kms-1; дебелM31 = 45,7 км-1, дебелMW = 40,0 км-1). Ако дебелият диск наистина е свързан със сливания, това може да означава, че M31 е претърпял по-интензивен период от скорошни взаимодействия от нашата собствена галактика. Екипът обаче отбелязва, че само от своите наблюдения те не са в състояние да ограничат методите за формиране на този компонент. Докато други проучвания показват, че отделянето и изхвърлянето оставят различни отпечатъци, необходимите компоненти не са картографирани достатъчно подробно, за да се разграничат двете.
