우리 은하 내에서, 두꺼운 원반은 주 (얇은) 원반 위와 아래에 존재하는 별들의 별자리입니다. 천문학 자들은 그것이 어떻게 형성되었는지 (소형 은하의 발생 또는 얇은 디스크로부터의 방출의 잔해)를 완전히 확신하지는 못하지만, 10 메가 파섹 이상 떨어진 다른 은하에서 유사체가 관찰되었다. 이 두꺼운 디스크가 실제로 합병의 산물 인 경우, 다른 측면에서 합병의 증거를 보여주는 은하계도이 두 번째 인구의 존재를 보여 주어야합니다. 그러나 M31의 경우, 안드로메다 은하는 우리 자신과 가장 가까운 주요 은하이며, 합병 역사가 풍부하다고 생각되며 두꺼운 디스크의 흔적은 찾기 어려웠다. 그래서 어디입니까?
이 은하 성분을 찾는 데있어서 문제의 일부는 은하가 우리에게 제시되는 각도입니다. 두꺼운 디스크 구성 요소가 발견 된 은하계는 (우리와는 별도로) 모두 가장자리에 있습니다. 이것은 두꺼운 부품을 찾는 과정을 크게 단순화시킵니다. 천문학자는 다양한 별 (젊은 사람과 오래된 사람)을 감지하고 분포의 변화를 관찰하도록 설계된 광도계를 사용할 수 있습니다. 은하가 정면에 더 가깝게 제시 될 때, 두꺼운 구성 요소를 얇은 표면 상에 투영하면 식별이 훨씬 더 어려워진다. 안드로메다 은하계는이 두 극단 사이에 있으며 하늘에서 77도 (90도 가장자리)입니다.
이러한 어려움으로 인해이 확장 인구를 검색하려면 다른 방법이 필요합니다. 2002 년 이래 캠브리지 대학의 Michelle Collins가 이끄는 팀은 Keck II 망원경을 사용하여 예상 디스크를 검색했습니다. 이를 위해이 팀은 수많은 붉은 거대 별들의 분광 관측을 사용하여 두꺼운 하위 디스크 특성으로 특정 하위 인구를 찾을 수 있는지 확인했습니다. M31에서 이전에 하위 집단이 발견되었지만 속도 분산이 너무 낮았으며 분포가 고전적인 얇은 디스크와 너무 밀접하게 연결되어 누락 된 구성 요소로 간주되었습니다. 대신 "확장 디스크"라고합니다.
그러나 다른 사람들이 실패한 곳에서는 콜린스 팀이 우세했습니다. 그녀의 팀의 연구를 통해 최근의 논문은 두꺼운 디스크를 발견했다고 주장했으며 그러한 큰 샘플로 그 성질에 대해 흥미로운 관찰을했습니다. 첫 번째는 M31의 두꺼운 디스크가 거의 3 배 두껍다는 것입니다. 또한 얇은 디스크와 두꺼운 디스크 모두의 평균 속도가 현저히 높습니다 (얇은M31 = 32.0km-1, 얇은MW = 20.0km-1; 두꺼운M31 = 45.7km-1, 두꺼운MW = 40.0km-1). 두꺼운 디스크가 실제로 합병과 관련이 있다면 이것은 M31이 우리 자신의 은하보다 최근에 더 많은 상호 작용을 겪었 음을 나타낼 수 있습니다. 그러나 팀은 관찰만으로이 구성 요소의 형성 방법을 제한 할 수 없다고 지적합니다. 다른 연구에 따르면 accretion과 eject가 각각 고유 한 지문을 남기는 것으로 나타 났지만 필요한 구성 요소는 두 구성 요소를 구분하기에 충분히 상세하게 매핑되지 않았습니다.
