Funcția de masă inițială (IMF) a fost derivată pentru prima dată în 1955 de către Edwin Saltpeter, un astrofizician austriac, și este o metodă de calcul a intervalului de mase diferite pentru stele care se vor forma din gazele condensate în spațiu. Este o formă de distribuție a probabilității care utilizează ecuații complexe de matematică și fizică cu o valoare de bază de o masă solară, care reprezintă masa Soarelui Pământului ca punct de plecare pentru gama de alte stele care se vor forma. Premisa funcției de masă inițială în astronomia stelară este că este mult mai comun și probabil ca stelele cu masă mică să se formeze în spațiu decât pentru stelele cu masă mare, stelele care au aproximativ 0.5 mase solare fiind cele mai frecvente în galaxia Calea Lactee din 2011. În ciuda acestui fapt, cele mai rare stele, cu o dimensiune de aproximativ 60 de mase solare sau mai mari, contribuie cu cea mai mare parte a luminii vizibile la galaxia Calei Lactee.
Conform celor mai multe estimări astronomice din 2011, există undeva între 200,000,000,000 și 400,000,000,000 de stele în galaxia Calea Lactee. Funcția de masă inițială prezice că probabilitatea pentru majoritatea acestor stele este ca acestea să fie de 0.9 mase solare sau mai puțin, în timp ce mai puțin de 1% dintre ele alcătuiesc dimensiuni cuprinse între 8 și 120 de mase solare. IMF calculează masele pe baza momentului în care fiecare stea s-a format pentru prima dată, iar majoritatea stelelor încep ca stele pitice cu doar 0.085 până la 0.8 mase solare. Pe măsură ce aceste stele din secvența principală îmbătrânesc, ele tind să piardă în masă și să câștige volum.
În ciuda condițiilor foarte variate în regiunile substelare ale spațiului unde se formează stelele, legile puterii funcției de masă inițiale s-au dovedit a fi adevărate. Aceasta înseamnă că, indiferent dacă formarea stelelor are loc în nori moleculari mici de gaz sau în grupuri de stele dense, aceeași distribuție a intervalelor de stele apare indiferent. Aceste observații sunt în conflict cu teoriile de formare a stelelor din 2011 din cauza unor condiții precum faptul că, într-o regiune a spațiului cu densitate de metale, distribuția stelelor ar trebui să includă un procent mai mare de stele masiv mari.
Se estimează că, în aproximativ 5,000,000,000 de ani, Soarele însuși se va extinde pe măsură ce își arde hidrogenul și începe să topească heliul cu elemente mai grele. În această etapă, Soarele va umple un volum de spațiu care ajunge pe orbita Pământului pentru aproximativ 20% din durata sa totală de viață și va păstra 50% din masa sa anterioară ca o gigantă roșie. Pe măsură ce stelele mici precum Soarele îmbătrânesc și pierd masa în acest proces, ele influențează din ce în ce mai mult funcția de masă inițială mai mult spre capătul de masă mică al spectrului, în mare parte pentru că există mult mai multe stele mici.