Dans notre propre galaxie, le disque épais est une population distincte d'étoiles qui réside au-dessus et en dessous du disque principal (mince). Bien que les astronomes ne sachent pas exactement comment il s'est formé (restes d'accrétion de petites galaxies ou éjection du disque mince), il est certainement là et des analogues ont été observés dans d'autres galaxies, à plus de 10 mégaparsèques. Si ces disques épais sont vraiment un produit de fusions, alors les galaxies montrant des preuves de fusions à d'autres égards devraient également montrer la présence de cette deuxième population. Pourtant, dans le cas de M31, la galaxie d'Andromède, la galaxie principale la plus proche de la nôtre, qui aurait une riche histoire de fusion, les traces du disque épais se sont révélées insaisissables. Alors où est-il?
Une partie du problème pour trouver cette composante galactique est l'angle sous lequel la galaxie nous est présentée. Les galaxies pour lesquelles un composant de disque épais a été détecté (à part le nôtre) se trouvent toutes sur le bord. Cela simplifie grandement le processus de recherche du composant épais. Les astronomes peuvent utiliser des systèmes photométriques conçus pour détecter différentes populations d'étoiles (jeunes vs vieilles) et observer le changement de distribution. Lorsque les galaxies sont présentées plus près de face, la projection du composant épais sur le mince rend l'identification beaucoup plus difficile. La galaxie d'Andromède se situe quelque part entre ces deux extrêmes et fait un angle de 77 ° sur le ciel (où 90 ° est sur le bord).
En raison de cette difficulté, une autre méthode est nécessaire pour rechercher cette population étendue. Depuis 2002, une équipe dirigée par Michelle Collins de l'université de Cambridge utilise le télescope Keck II pour rechercher le disque attendu. Pour ce faire, l'équipe a utilisé des observations spectroscopiques de nombreuses étoiles géantes rouges pour déterminer si une sous-population spécifique peut être trouvée avec des caractéristiques de disque épais. Bien qu'une sous-population ait été découverte auparavant dans M31, sa dispersion de vitesse était trop faible et la distribution était trop étroitement liée au disque mince classique pour être vraiment considérée comme la composante manquante. Au lieu de cela, il est appelé le «disque étendu».
Mais là où d’autres ont échoué, l’équipe de Collins a prévalu. D'après l'étude de son équipe, un article récent prétend avoir découvert le disque épais et, avec un échantillon aussi important, avoir fait quelques observations intéressantes sur sa nature. Le premier est que le disque épais du M31 est presque trois fois plus épais. De plus, la vitesse moyenne des disques minces et épais est notablement plus élevée (minceM31 = 32,0 km-1, minceMW = 20,0 km-1; épaisM31 = 45,7 km-1, épaisMW = 40,0 km-1). Si le disque épais est en effet lié à des fusions, cela peut indiquer que M31 a subi une période d'interactions récentes plus intensive que notre propre galaxie. Cependant, l'équipe note que, à partir de leurs seules observations, ils sont incapables de contraindre les méthodes de formation de cette composante. Alors que d'autres études ont montré que l'accrétion et l'éjection laissent chacune des empreintes digitales distinctes, les composants nécessaires n'ont pas été cartographiés avec suffisamment de détails pour distinguer les deux.
