Den initiala massfunktionen (IMF) härleddes först 1955 av Edwin Saltpeter, en österrikisk astrofysiker, och är en metod för att beräkna intervallet för olika massor för stjärnor som kommer att bildas av kondenserande gaser i rymden. Det är en form av sannolikhetsfördelning som använder komplexa matematik- och fysikekvationer med ett basvärde på en solmassa, som representerar massan av jordens sol som en avstegspunkt för intervallet av andra stjärnor som kommer att bildas. Utgångspunkten för den initiala massfunktionen i stjärnastronomi är att det är mycket vanligare och mer troligt att stjärnor med låg massa bildas i rymden än för stjärnor med hög massa, där stjärnor som har cirka 0.5 solmassor är de vanligaste i Vintergatans galax från och med 2011. Trots detta faktum bidrar de mest sällsynta stjärnorna, med cirka 60 solmassor i storlek eller högre, det mesta av det synliga ljuset till Vintergatans galax.
Enligt de flesta astronomiuppskattningar från och med 2011 finns det någonstans mellan 200,000,000,000 400,000,000,000 0.9 1 och 8 120 0.085 0.8 stjärnor i Vintergatans galax. Den initiala massfunktionen förutspår att sannolikheten för majoriteten av dessa stjärnor är att de är XNUMX solmassor eller mindre, medan mindre än XNUMX % av dem utgör storlekar från XNUMX till XNUMX solmassor. IMF beräknar massor baserat på när varje stjärna först bildades, och de flesta stjärnor börjar som dvärgstjärnor med endast XNUMX till XNUMX solmassor. När dessa huvudsekvensstjärnor åldras tenderar de att förlora massa och få volym.
Trots vitt skilda förhållanden i substellära områden i rymden där stjärnor bildas, har kraftlagarna för den initiala massfunktionen visat sig vara sanna. Detta betyder att, oavsett om stjärnbildning sker i små molekylära gasmoln eller i täta stjärnhopar, uppstår samma fördelning av stjärnområden oavsett. Dessa observationer står i konflikt med teorier om stjärnbildning från och med 2011 på grund av förhållanden som det faktum att, i ett metalltät område i rymden, bör stjärnfördelningen omfatta en större andel av massivt stora stjärnor.
Det uppskattas att om cirka 5,000,000,000 20 50 XNUMX år kommer solen själv att expandera när den bränner bort sitt vätebränsle och börjar smälta helium till tyngre grundämnen. I detta skede kommer solen att fylla en volym av rymden som når jordens omloppsbana under cirka XNUMX % av dess totala livslängd och behålla XNUMX % av sin tidigare massa som en röd jätte. När små stjärnor som solen åldras och förlorar massa i processen, förskjuter de den initiala massfunktionen mer mot den lilla massänden av spektrumet, till stor del eftersom det finns mycket fler små stjärnor.