Como es bien sabido, los campos magnéticos en el espacio se distribuyen de manera muy heterogénea. A veces, las distribuciones de campo tienen formas de filamentos con valores de campo magnético altos. Como muestran muchas observaciones, dicha filamentación tiene lugar en células convectivas en el Sol y otros objetos astrofísicos. Este efecto está asociado con la congelación del campo magnético en un medio con alta conductividad que conduce a la compresión de líneas de campo magnético y la formación de filamentos magnéticos. Mostramos analíticamente, basándonos en el análisis general, que el campo magnético se intensifica en las regiones de flujos descendentes tanto en células convectivas bidimensionales como tridimensionales. Estas regiones de tipo hiperbólico en campos magnéticos juegan el papel de un atrayente específico. Esta análisis fue confirmado por simulaciones numéricas de células convectivas de tipo rollo en 2D. Sin disipación, el campo magnético crece exponencialmente en el tiempo y no depende de la relación de aspecto entre las escalas horizontales y verticales de la célula. Un aumento debido a la compresión en el campo magnético de plasma altamente conductivo se satura debido a la limitación natural asociada con efectos disipativos cuando la magnitud máxima de un campo magnético es del orden de la raíz del número de Reynolds magnético Re. Para la zona convectiva solar, la densidad media de energía cinética supera la densidad media de energía magnética en al menos dos órdenes de magnitud, lo que permite utilizar la aproximación cinemática de la ecuación de inducción MHD. En este documento, basándonos en el análisis de estabilidad, explicamos por qué los flujos descendentes influyen en los filamentos magnéticos, haciéndolos más planos con orientación a lo largo de las interfaces entre las células convectivas.