Η αρχική συνάρτηση μάζας (IMF) προέκυψε για πρώτη φορά το 1955 από τον Edwin Saltpeter, έναν Αυστριακό αστροφυσικό, και είναι μια μέθοδος υπολογισμού του εύρους διαφορετικών μαζών για αστέρια που θα σχηματιστούν από συμπύκνωση αερίων στο διάστημα. Είναι μια μορφή κατανομής πιθανοτήτων που χρησιμοποιεί σύνθετες μαθηματικές και φυσικές εξισώσεις με βασική τιμή μίας ηλιακής μάζας, η οποία αντιπροσωπεύει τη μάζα του Ήλιου της Γης ως σημείο εκκίνησης για το εύρος των άλλων αστεριών που θα σχηματιστούν. Η υπόθεση της αρχικής συνάρτησης μάζας στην αστρική αστρονομία είναι ότι είναι πολύ πιο συνηθισμένο και πιθανό για αστέρια μικρής μάζας να σχηματίζονται στο διάστημα από ό,τι για αστέρια μεγάλης μάζας, με τα αστέρια που έχουν περίπου 0.5 ηλιακή μάζα να είναι τα πιο συνηθισμένα στο διάστημα. ο γαλαξίας του Γαλαξία από το 2011. Παρά το γεγονός αυτό, τα πιο σπάνια αστέρια, με μέγεθος περίπου 60 ηλιακών μαζών ή μεγαλύτερο, συνεισφέρουν το μεγαλύτερο μέρος του ορατού φωτός στον γαλαξία του Γαλαξία.
Σύμφωνα με τις περισσότερες εκτιμήσεις της αστρονομίας από το 2011, υπάρχουν κάπου μεταξύ 200,000,000,000 και 400,000,000,000 αστέρια στον γαλαξία του Γαλαξία. Η αρχική συνάρτηση μάζας προβλέπει ότι η πιθανότητα για την πλειονότητα αυτών των άστρων είναι ότι έχουν ηλιακή μάζα 0.9 ή μικρότερη, ενώ λιγότερο από το 1% αυτών αποτελούν μεγέθη που κυμαίνονται από 8 έως 120 ηλιακές μάζες. Το ΔΝΤ υπολογίζει τις μάζες με βάση το πότε σχηματίστηκε για πρώτη φορά κάθε αστέρι και τα περισσότερα αστέρια ξεκινούν ως νάνοι αστέρες μόνο 0.085 έως 0.8 ηλιακών μαζών. Καθώς αυτά τα αστέρια της κύριας ακολουθίας γερνούν, τείνουν να χάνουν μάζα και να αποκτούν όγκο.
Παρά τις ευρέως ποικίλες συνθήκες στις υποαστρικές περιοχές του διαστήματος όπου σχηματίζονται αστέρια, οι νόμοι ισχύος της αρχικής συνάρτησης μάζας έχουν αποδειχθεί αληθείς. Αυτό σημαίνει ότι, είτε ο σχηματισμός αστεριών συμβαίνει σε μικρά μοριακά νέφη αερίου είτε σε πυκνά αστρικά σμήνη, η ίδια κατανομή των σειρών των αστεριών προκύπτει ανεξάρτητα. Αυτές οι παρατηρήσεις έρχονται σε σύγκρουση με τις θεωρίες σχηματισμού αστεριών από το 2011 λόγω συνθηκών όπως το γεγονός ότι, σε μια πυκνή μεταλλική περιοχή του διαστήματος, η κατανομή των αστεριών θα πρέπει να περιλαμβάνει μεγαλύτερο ποσοστό μαζικά μεγάλων αστεριών.
Υπολογίζεται ότι, σε περίπου 5,000,000,000 χρόνια, ο ίδιος ο Ήλιος θα διαστέλλεται καθώς καίει το υδρογόνο του και αρχίζει να συγχωνεύει ήλιο με βαρύτερα στοιχεία. Σε αυτό το στάδιο, ο Ήλιος θα γεμίσει έναν όγκο διαστήματος που φτάνει μέχρι την τροχιά της Γης για περίπου το 20% της συνολικής διάρκειας ζωής του και θα διατηρήσει το 50% της προηγούμενης μάζας του ως κόκκινος γίγαντας. Καθώς μικρά αστέρια όπως ο Ήλιος γερνούν και χάνουν μάζα κατά τη διαδικασία, ωθούν όλο και περισσότερο την αρχική λειτουργία της μάζας περισσότερο προς το άκρο της μικρής μάζας του φάσματος, σε μεγάλο βαθμό επειδή υπάρχουν πολύ περισσότερα μικρά αστέρια.