Fungsi massa awal (IMF) pertama kali diturunkan pada tahun 1955 oleh Edwin Saltpeter, seorang astrofisikawan Austria, dan merupakan metode untuk menghitung rentang massa yang berbeda untuk bintang yang akan terbentuk dari gas yang mengembun di ruang angkasa. Ini adalah bentuk distribusi probabilitas yang menggunakan persamaan matematika dan fisika yang kompleks dengan nilai dasar satu massa matahari, yang mewakili massa Matahari Bumi sebagai titik loncatan untuk rentang bintang lain yang akan terbentuk. Premis dari fungsi massa awal dalam astronomi bintang adalah bahwa jauh lebih umum dan kemungkinan bintang-bintang bermassa rendah terbentuk di ruang angkasa daripada bintang-bintang bermassa tinggi, dengan bintang-bintang yang memiliki kira-kira 0.5 massa matahari menjadi yang paling umum di galaksi Bima Sakti pada 2011. Terlepas dari kenyataan ini, bintang paling langka, dengan ukuran sekitar 60 kali massa matahari atau lebih, menyumbang sebagian besar cahaya tampak ke galaksi Bima Sakti.
Menurut sebagian besar perkiraan astronomi pada 2011, ada antara 200,000,000,000 dan 400,000,000,000 bintang di galaksi Bima Sakti. Fungsi massa awal memprediksi bahwa kemungkinan sebagian besar bintang-bintang ini adalah 0.9 massa matahari atau kurang, sementara kurang dari 1% dari mereka membentuk ukuran mulai dari 8 hingga 120 massa matahari. IMF menghitung massa berdasarkan kapan setiap bintang pertama kali terbentuk, dan sebagian besar bintang mulai sebagai bintang kerdil dengan massa hanya 0.085 hingga 0.8 massa matahari. Seiring bertambahnya usia bintang deret utama ini, mereka cenderung kehilangan massa dan menambah volume.
Meskipun kondisi sangat bervariasi di daerah substellar ruang di mana bintang-bintang terbentuk, hukum kekuatan fungsi massa awal telah terbukti benar. Ini berarti bahwa, apakah pembentukan bintang terjadi di awan molekul kecil gas atau di gugus bintang padat, distribusi rentang bintang yang sama tetap muncul. Pengamatan ini bertentangan dengan teori pembentukan bintang pada tahun 2011 karena kondisi seperti fakta bahwa, di wilayah ruang angkasa yang padat logam, distribusi bintang harus mencakup persentase yang lebih besar dari bintang yang sangat besar.
Diperkirakan, dalam waktu sekitar 5,000,000,000 tahun, Matahari sendiri akan mengembang karena membakar bahan bakar hidrogennya dan mulai menggabungkan helium menjadi unsur-unsur yang lebih berat. Pada tahap ini, Matahari akan mengisi volume ruang yang mencapai orbit Bumi selama sekitar 20% dari total rentang hidupnya, dan mempertahankan 50% dari massa sebelumnya sebagai raksasa merah. Ketika bintang-bintang kecil seperti Matahari menua dan kehilangan massa dalam prosesnya, mereka semakin membiaskan fungsi massa awal lebih ke arah ujung spektrum yang bermassa kecil, sebagian besar karena ada jauh lebih banyak bintang kecil yang ada.