Die anfängliche Massenfunktion (IMF) wurde erstmals 1955 von Edwin Salpeter, einem österreichischen Astrophysiker, abgeleitet und ist eine Methode zur Berechnung der Reichweite unterschiedlicher Massen für Sterne, die sich aus kondensierenden Gasen im Weltraum bilden. Es ist eine Form der Wahrscheinlichkeitsverteilung, die komplexe mathematische und physikalische Gleichungen mit einem Basiswert von einer Sonnenmasse verwendet, die die Masse der Erdsonne als Absprungpunkt für die Reichweite anderer Sterne darstellt, die sich bilden werden. Die Prämisse der anfänglichen Massenfunktion in der stellaren Astronomie ist, dass sich Sterne mit geringer Masse im Weltraum viel häufiger und wahrscheinlicher bilden als Sterne mit hoher Masse, wobei Sterne mit etwa 0.5 Sonnenmassen am häufigsten vorkommen der Milchstraße ab 2011. Trotz dieser Tatsache tragen die seltensten Sterne mit einer Größe von etwa 60 Sonnenmassen oder höher den größten Teil des sichtbaren Lichts zur Milchstraße bei.
Nach den meisten astronomischen Schätzungen aus dem Jahr 2011 gibt es in der Milchstraße irgendwo zwischen 200,000,000,000 und 400,000,000,000 Sterne. Die anfängliche Massenfunktion sagt voraus, dass die Wahrscheinlichkeit für die Mehrheit dieser Sterne 0.9 Sonnenmassen oder weniger beträgt, während weniger als 1% von ihnen Größen von 8 bis 120 Sonnenmassen ausmachen. Der IMF berechnet die Massen basierend darauf, wann jeder Stern zuerst entstanden ist, und die meisten Sterne beginnen als Zwergsterne mit nur 0.085 bis 0.8 Sonnenmassen. Wenn diese Hauptreihensterne altern, neigen sie dazu, an Masse zu verlieren und an Volumen zuzunehmen.
Trotz sehr unterschiedlicher Bedingungen in substellaren Regionen des Weltraums, in denen Sterne entstehen, haben sich die Potenzgesetze der anfänglichen Massenfunktion als wahr erwiesen. Dies bedeutet, dass unabhängig davon, ob die Sternentstehung in kleinen molekularen Gaswolken oder in dichten Sternhaufen stattfindet, die gleiche Verteilung der Sternenreichweiten entsteht. Diese Beobachtungen widersprechen den Sternentstehungstheorien ab 2011 aufgrund von Bedingungen wie der Tatsache, dass die Sternenverteilung in einer metalldichten Region des Weltraums einen größeren Prozentsatz massereicher Sterne umfassen sollte.
Es wird geschätzt, dass sich die Sonne in etwa 5,000,000,000 Jahren ausdehnen wird, wenn sie ihren Wasserstoffbrennstoff verbrennt und beginnt, Helium zu schwereren Elementen zu fusionieren. In diesem Stadium wird die Sonne für etwa 20 % ihrer gesamten Lebensdauer ein Raumvolumen ausfüllen, das bis zur Umlaufbahn der Erde reicht, und 50 % ihrer früheren Masse als Roter Riese behalten. Da kleine Sterne wie die Sonne altern und dabei an Masse verlieren, verzerren sie die anfängliche Massenfunktion zunehmend in Richtung des kleinen Massenendes des Spektrums, zum großen Teil, weil es viel mehr kleine Sterne gibt.