En astronomía, la función de masa inicial (FMI, función inicial de masa FIM o IMF por sus siglas en inglés, initial mass function) es una función empírica que describe la distribución inicial de masas para una población de estrellas. La FMI es un resultado del proceso de formación de estrellas. A menudo se da como una función de distribución de probabilidad (PDF, por sus siglas en inglés) para la masa a la que una estrella entra en la secuencia principal (comienza la fusión de hidrógeno). La función de distribución se puede utilizar para construir la distribución de masa (el histograma de masas estelares) de una población de estrellas. Se diferencia de la función de masa actual (present day mass function  o PDMF), la distribución actual de masas de estrellas, debido a la evolución y muerte de las estrellas que ocurre a diferentes velocidades para diferentes masas, así como a la mezcla dinámica en algunas poblaciones.
Las propiedades y la evolución de una estrella están estrechamente relacionadas con su masa, por lo que la FMI es una importante herramienta de diagnóstico para los astrónomos que estudian grandes cantidades de estrellas. Por ejemplo, la masa inicial de una estrella es el factor principal que determina su color, luminosidad y duración. En masas bajas, la FMI establece el presupuesto de masa de la Vía Láctea y el número de objetos subestelares que se forman. En masas intermedias, la FMI controla el enriquecimiento químico del medio interestelar. En masas altas, la FMI establece el número de supernovas de colapso del núcleo que ocurren y, por lo tanto, la retroalimentación de energía cinética.
La FMI es relativamente invariante de un grupo de estrellas a otro, aunque algunas observaciones sugieren que es diferente en diferentes entornos.[1]​[2]​[3]​