La función de masa inicial (IMF) fue derivada por primera vez en 1955 por Edwin Saltpeter, un astrofísico austriaco, y es un método para calcular el rango de diferentes masas de estrellas que se formarán a partir de la condensación de gases en el espacio. Es una forma de distribución de probabilidad que utiliza ecuaciones matemáticas y físicas complejas con un valor base de una masa solar, que representa la masa del Sol de la Tierra como un punto de partida para el rango de otras estrellas que se formarán. La premisa de la función de masa inicial en la astronomía estelar es que es mucho más común y probable que se formen estrellas de baja masa en el espacio que estrellas de gran masa, siendo las estrellas que tienen aproximadamente 0.5 masas solares las más comunes en la Vía Láctea a partir de 2011. A pesar de este hecho, la más rara de las estrellas, con un tamaño de aproximadamente 60 masas solares o más, aporta la mayor parte de la luz visible a la Vía Láctea.
Según la mayoría de las estimaciones de astronomía a partir de 2011, existen entre 200,000,000,000 y 400,000,000,000 de estrellas en la galaxia de la Vía Láctea. La función de masa inicial predice que la probabilidad de la mayoría de estas estrellas es que tengan 0.9 masas solares o menos, mientras que menos del 1% de ellas tienen tamaños que van de 8 a 120 masas solares. El IMF calcula las masas basándose en cuándo se formó cada estrella por primera vez, y la mayoría de las estrellas comienzan como estrellas enanas de solo 0.085 a 0.8 masas solares. A medida que envejecen estas estrellas de la secuencia principal, tienden a perder masa y ganar volumen.
A pesar de las condiciones muy variables en las regiones subestelares del espacio donde se forman las estrellas, las leyes de potencia de la función de masa inicial han demostrado ser ciertas. Esto significa que, ya sea que la formación estelar se produzca en pequeñas nubes moleculares de gas o en densos cúmulos de estrellas, surge la misma distribución de rangos de estrellas independientemente. Estas observaciones entran en conflicto con las teorías de formación de estrellas a partir de 2011 debido a condiciones como el hecho de que, en una región del espacio densa en metales, la distribución de estrellas debería incluir un mayor porcentaje de estrellas masivamente grandes.
Se estima que, en unos 5,000,000,000 de años, el propio Sol se expandirá a medida que quema su combustible de hidrógeno y comienza a fusionar el helio con elementos más pesados. En esta etapa, el Sol llenará un volumen de espacio que llegará a la órbita de la Tierra durante aproximadamente el 20% de su vida útil total y retendrá el 50% de su masa anterior como gigante roja. A medida que las estrellas pequeñas como el Sol envejecen y pierden masa en el proceso, desvían cada vez más la función de masa inicial hacia el extremo de masa pequeña del espectro, en gran parte porque existen muchas más estrellas pequeñas.