Kugelsternhaufen sind extrem leuchtende Objekte. Ihre mittlere Leuchtkraft entspricht etwa 25.000 Sonnen. Die leuchtendsten sind 50 mal heller. Die hellsten Sterne sind die roten Riesen, leuchtend rote Sterne mit einer absoluten Magnitude von -2, etwa dem 600-fachen der Helligkeit oder Leuchtkraft der Sonne. In relativ wenigen Kugelsternhaufen wurden Sterne gemessen, die an sich so schwach sind wie die Sonne, und in keinem dieser Haufen wurden bisher die schwächsten Sterne aufgezeichnet. Die Helligkeitsfunktion für M3 zeigt, dass 90 Prozent des sichtbaren Lichts von Sternen stammen, die mindestens doppelt so hell sind wie die Sonne, aber mehr als 90 Prozent der Clustermasse bestehen aus schwächeren Sternen. Die Massen von Kugelsternhaufen, gemessen durch Bestimmung der Streuung der Geschwindigkeiten einzelner Sterne, reichen von einigen tausend bis zu mehr als einer Million Sonnenmassen. Die Cluster sind sehr groß, mit Durchmessern von 10 bis zu 300 Lichtjahren. Ihre scheinbaren Durchmesser reichen von einem Grad für Omega Centauri bis zu Knoten von einer Bogenminute. In einem Cluster wie M3 sind 90 Prozent des Lichts in einem Durchmesser von 100 Lichtjahren enthalten, aber die Sternenzahl und die Untersuchung von RR Lyrae-Mitgliedssternen (deren Eigenhelligkeit regelmäßig innerhalb bekannter Grenzen variiert) umfassen einen größeren von 325 Lichtjahren.

Die meisten Kugelsternhaufen sind in ihren Zentren hoch konzentriert und haben Sternverteilungen, die isothermen Gaskugeln ähneln, mit einem Cutoff, der den Gezeiteneffekten der Galaxie entspricht. Die Dichte in der Nähe der Zentren von Kugelsternhaufen beträgt ungefähr zwei Sterne pro kubischem Lichtjahr, verglichen mit einem Stern pro 300 kubischen Lichtjahren in der solaren Nachbarschaft. Ein präzises Modell der Sternverteilung innerhalb eines Clusters kann aus der Sterndynamik abgeleitet werden, das die Art der Umlaufbahnen von Sternen im Cluster, Begegnungen zwischen diesen Mitgliedssternen und die Auswirkungen äußerer Einflüsse berücksichtigt. Der amerikanische Astronom Ivan R. King etwa hat dynamische Modelle abgeleitet, die sehr genau zu beobachteten Sternverteilungen passen. Er findet, dass die Struktur eines Clusters durch zwei Zahlen beschrieben werden kann: (1) der Kernradius, der den Grad der Konzentration im Zentrum misst, und (2) der Gezeitenradius, der den Cutoff der Sterndichten am Rand des Haufens misst. Die Cluster unterscheiden sich deutlich in dem Grad, in dem Sterne in ihren Zentren konzentriert sind. Die meisten von ihnen erscheinen kreisförmig und sind wahrscheinlich kugelförmig, aber einige (z. B. Omega Centauri) sind merklich elliptisch. Der elliptischste Cluster ist M19, seine Hauptachse ist etwa doppelt so groß wie seine Nebenachse.

Ein wesentliches Unterscheidungsmerkmal von Kugelsternhaufen in der Galaxie ist ihr einheitliches Alter. Kugelsternhaufen bestehen aus Objekten der Population II (d. H. Alten Sternen). Bestimmt durch den Vergleich der Sternpopulation von Kugelsternhaufen mit Sternentwicklungsmodellen, Das Alter aller bisher Gemessenen reicht von 11 Milliarden zu 13 Milliarden Jahre. Sie sind die ältesten Objekte in der Galaxie und müssen daher zu den ersten gehören, die sich gebildet haben. Dass dies der Fall war, zeigt auch die Tatsache, dass die Kugelsternhaufen tendenziell viel geringere Mengen schwerer Elemente aufweisen als die Sterne in der Ebene der Galaxie — z. B. die Sonne. Zusammengesetzt aus Sternen, die zur extremen Population II gehören, sowie den Halo-Sternen hoher Breitengrade, bildeten sich diese fast kugelförmigen Anordnungen anscheinend, bevor das Material der Galaxie in die vorliegende dünne Scheibe abgeflacht wurde. Das gegenwärtige interstellare Gas in der Sonnenumgebung enthält Elemente, die schwerer sind als Helium, die von Astronomen Metalle genannt werden, auf einem Niveau von etwa 2 Massenprozent, während die Kugelsternhaufen nur 0,02 Prozent der gleichen Elemente enthalten.

Kugelsternhaufen wurden auf der Grundlage der zunehmenden Häufigkeit von Metallen klassifiziert. Die Häufigkeit von Metallen ist für Cluster in der Nähe des galaktischen Zentrums höher als für solche im Halo (die äußersten Bereiche der Galaxie, die sich weit über und unter ihrer Ebene erstrecken). Die Menge an Helium kann auch von Cluster zu Cluster unterschiedlich sein. Es wird angenommen, dass der Wasserstoff in Haufensternen 70-75 Masseprozent, Helium 25-30 Prozent und die schwereren Elemente 0,01–0,1 Prozent beträgt. Radioastronomische Studien haben eine niedrige Obergrenze für die Menge an neutralem Wasserstoff in Kugelsternhaufen festgelegt. Dunkle Spuren nebulöser Materie sind rätselhafte Merkmale in einigen dieser Cluster. Obwohl es schwierig ist, das Vorhandensein unterschiedlicher, getrennter Massen ungeformter Materie in alten Systemen zu erklären, kann der Nebel kein Vordergrundmaterial zwischen dem Cluster und dem Beobachter sein.

In den 100 oder mehr untersuchten Kugelsternhaufen sind etwa 2.000 veränderliche Sterne bekannt. Von diesen sind vielleicht 90 Prozent Mitglieder der Klasse namens RR Lyrae Variables. Andere Variablen, die in Kugelsternhaufen vorkommen, sind Population II Cepheiden, RV Tauri und U Geminorum Sterne sowie Mira Sterne, Finsternisse und Novas.