Varhaisessa tähtitieteellisessä historiassa galaktisten pyörimiskäyrien odotettiin olevan yksinkertaisia; niiden pitäisi toimia paljon kuten aurinkokunta, jossa sisäiset kohteet kiertävät nopeammin ja ulommat esineet hitaammin. Monien tähtitieteilijöiden yllätykseksi, kun kiertokäyrät lopulta selvitettiin, ne näyttivät enimmäkseen litteiltä. Johtopäätös oli, että näkemämme massa oli vain pieni murto-osa kokonaismassasta ja että salaperäisen pimeän aineen täytyy pitää galakseja yhdessä pakottaen ne pyörimään enemmän kuin kiinteä kappale.
Viimeaikaiset havainnot Andromeda Galaxyn (M31) pyörimiskäyrästä ovat osoittaneet, että opittavaa voi vielä olla. Galaksin uloimmissa reunoissa pyörimisnopeus on osoitettulisääntyä. Ja M31 ei ole yksin. Mukaan Noordermeer et ai. (2007) 'joissakin tapauksissa, kuten UGC 2953, UGC 3993 tai UGC 11670, on merkkejä siitä, että pyörimiskäyrät alkavat nousta uudelleen HI-levyjen ulkoreunoilla.' Espanjalaisten tähtitieteilijöiden ryhmän uusi paperi yrittää selittää tätä ouduutta.
Vaikka monia spiraaligalakseja on löydetty, joiden pyörimisnopeus on oudolla tavalla nouseva lähellä niiden ulkoreunoja, Andromeda on sekä yksi näkyvimmistä että lähimmistä. Yksityiskohtaiset tutkimukset alkaen Corbelli et ai. (2010) ja Chemin et ai. (2009), kartoittivat HI-kaasun nousun, mikä osoittaa, että nopeus kasvaa noin 50 km/s kartoitetulla 7 kiloparsekilla. Tämä muodostaa merkittävän osan kokonaissäteestä, koska tutkimukset ulottuivat vain ~38 kiloparsekiksi. Vaikka tavanomaiset mallit, joissa on Dark Matter, pystyvät toistamaan galaksin sisäosien pyörimisnopeudet, ne eivät ole selittäneet tätä ulkoista ominaisuutta, vaan sen sijaan ennustavat sen putoavan hitaasti.
Uusi tutkimus , jota johtivat B. Ruiz-Granados ja J.A. Rubino-Martin Instituto de Astrofisica de Canariasista yrittää selittää tätä ouduutta käyttämällä voimaa, jonka tähtitieteilijät ovat hyvin tuttuja: magneettikenttiä. Tämän voiman on osoitettu pienenevän hitaammin kuin muut galaksin etäisyyksillä, ja erityisesti M31:n magneettikentän tutkimukset osoittavat, että se muuttaa hitaasti kulmaa etäisyyden mukaan galaksin keskustasta. Tämä hitaasti muuttuva kulma toimii siten, että se pienentää kentän ja siinä olevien hiukkasten liikesuunnan välistä kulmaa. Seurauksena on, että 'kenttä kiertyy tiukemmin galaktosentrisen etäisyyden kasvaessa', mikä tekee voimakkuuden laskusta vielä hitaampaa.
Vaikka galaktiset magneettikentät ovat useimpien standardien mukaan heikkoja, pelkkä ainemäärä, johon ne voivat vaikuttaa, ja monien kaasupilvien varautunut luonne tarkoittavat, että jopa heikoilla kentillä voi olla tärkeä rooli. M31:n magneettikentän on arvioitu olevan ~4,6 mikroGaussia. Kun tämän arvon omaava magneettikenttä lisättiin mallinnusyhtälöihin, tiimi havaitsi, että se paransi huomattavasti mallien sopivuutta havaittuun pyörimiskäyrään, mikä vastasi pyörimisnopeuden kasvua.
Ryhmä toteaa, että tämä havainto on edelleen spekulatiivinen, koska magneettikenttien ymmärtäminen tällaisilla etäisyyksillä perustuu yksinomaan mallintamiseen. Vaikka magneettikenttää on tutkittu galaksin sisäosissa (suunnilleen 15 kiloparsekin sisäosissa), suoraa mittausta ei ole vielä tehty kyseisillä alueilla. Tämä malli tekee kuitenkin tiukkoja havaintoennusteita, jotka voidaan vahvistaa tulevilla tehtävillä LUPAUKSET ja SKA .