Meie enda galaktikas on paks ketas selgelt eristatav tähtede populatsioon, mis asub peamise (õhukese) ketta kohal ja all. Kuigi astronoomid pole täiesti kindlad, kuidas see tekkis (väikeste galaktikate akretsiooni jäänused või õhukese plaadi väljutamine), on see kindlasti olemas ja analooge on täheldatud teistes galaktikates, mis asuvad rohkem kui 10 megapaari kaugusel. Kui need paksud kettad on tõepoolest ühinemiste tulemus, peaksid galaktikad, mis näitavad ühinemise tõendeid muus osas, näitama ka selle teise elanikkonna olemasolu. Kuid M31, Andromeda galaktika, mis on meie enda jaoks kõige lähedasem galaktika, millel arvatakse olevat rikas ühinemisajalugu, osas on paksu ketta jäljed osutunud tabamatuks. Kus see siis on?
Selle galaktilise komponendi leidmise probleem on osa nurgast, mille juures galaktika meile esitatakse. Kõik galaktikad, millel on tuvastatud paks ketta komponent (peale meie enda), asuvad kõik servas. See lihtsustab paksu komponendi leidmise protsessi oluliselt. Astronoomid saavad kasutada fotomeetrilisi süsteeme, mis on kavandatud erinevate (noorte ja vanade) tähtede populatsioonide tuvastamiseks ja jaotuse muutuste jälgimiseks. Kui galaktikaid esitletakse lähemale, muudab paksu komponendi projektsioon õhukeseks selle tuvastamise palju raskemaks. Andromeda galaktika asub kuskil nende kahe äärmuse vahel ja teeb taevas nurga 77 ° (kus serv on 90 °).
Selle raskuse tõttu on selle laiendatud populatsiooni otsimiseks vaja veel ühte meetodit. Alates 2002. aastast on Cambridge'i ülikooli Michelle Collinsi juhitud meeskond oodatud plaadi otsimiseks kasutanud Keck II teleskoopi. Selleks on meeskond kasutanud arvukate punaste hiiglaslike tähtede spektroskoopilisi vaatlusi, et teha kindlaks, kas konkreetset alampopulatsiooni võib leida paksu ketta omadustega. Kui alampopulatsiooni on varem M31-s avastatud, oli selle kiiruse hajutatus liiga madal ja jaotus oli klassikalise õhukese kettaga liiga tihedalt seotud, et seda tõesti puuduolevaks komponendiks pidada. Selle asemel viidatakse sellele kui “laiendatud plaadile”.
Kuid seal, kus teised pole läbi kukkunud, on Collinsi meeskond ülekaalus. Tema meeskonna uuringust väitis hiljutine paber, et on avastanud paksu plaadi ja teinud nii suure prooviga huvitavaid tähelepanekuid selle olemuse kohta. Esimene on see, et M31 paks ketas on peaaegu kolm korda paks. Lisaks on nii õhukeste kui ka paksude ketaste keskmine kiirus märkimisväärselt suurem (õhukeM31 = 32,0 km-1, õhukeMW = 20,0 km-1; paksM31 = 45,7 km-1, paksMW = 40,0 km-1). Kui paks ketas on tõepoolest seotud ühinemistega, siis võib see viidata sellele, et M31 on viimaste interaktsioonide perioodil läbi teinud intensiivsema perioodi kui meie enda galaktika. Kuid meeskond märgib, et ainuüksi nende vaatluste põhjal ei suuda nad selle komponendi moodustamismeetodeid piirata. Ehkki muud uuringud on näidanud, et nii akreeteerimine kui ka väljutamine jätavad sõrmejäljed eraldi, ei olnud vajalikud komponendid nende kahe eristamiseks piisavalt detailselt kaardistatud.
