La mayoría de los cúmulos globulares están altamente concentrados en sus centros, con distribuciones estelares que se asemejan a esferas de gas isotérmicas con un corte que corresponde a los efectos de marea de la Galaxia. La densidad cerca de los centros de los cúmulos globulares es de aproximadamente dos estrellas por año luz cúbico, en comparación con una estrella por 300 años luz cúbicos en la vecindad solar. Un modelo preciso de distribución de estrellas dentro de un cúmulo puede derivarse de la dinámica estelar, que tiene en cuenta los tipos de órbitas que tienen las estrellas en el cúmulo, los encuentros entre estas estrellas miembros y los efectos de influencias exteriores. El astrónomo estadounidense Ivan R. King, por ejemplo, ha derivado modelos dinámicos que se ajustan muy de cerca a las distribuciones estelares observadas. Encuentra que la estructura de un grupo se puede describir en términos de dos números: (1) el radio del núcleo, que mide el grado de concentración en el centro, y (2) el radio de marea, que mide el corte de las densidades de estrellas en el borde del cúmulo. Los cúmulos difieren notablemente en el grado en que las estrellas se concentran en sus centros. La mayoría de ellos parecen circulares y probablemente esféricos, pero algunos (por ejemplo, Omega Centauri) son notablemente elípticos. El cúmulo más elíptico es M19, su eje mayor es aproximadamente el doble de su eje menor.

Una característica distintiva clave de los cúmulos globulares en la Galaxia es su vejez uniforme. Los cúmulos globulares están compuestos de objetos de Población II (es decir, estrellas viejas). Determinadas comparando la población estelar de cúmulos globulares con modelos evolutivos estelares, las edades de todos los que se han medido hasta ahora oscilan entre 11 mil millones y 13 mil millones de años. Son los objetos más antiguos de la Galaxia y, por lo tanto, deben haber estado entre los primeros formados. Este fue el caso también se indica por el hecho de que los cúmulos globulares tienden a tener cantidades mucho más pequeñas de elementos pesados que las estrellas en el plano de la Galaxia, por ejemplo, el Sol. Compuestos de estrellas pertenecientes a la Población extrema II, así como de estrellas de halo de latitud alta, estos conjuntos casi esféricos aparentemente se formaron antes de que el material de la Galaxia se aplanara en el presente disco delgado. El gas interestelar presente en la vecindad solar contiene elementos más pesados que el helio, que los astrónomos llaman metales, a un nivel de aproximadamente el 2 por ciento de masa, mientras que los cúmulos globulares contienen tan solo el 0,02 por ciento de los mismos elementos.

Los cúmulos globulares se han clasificado en función de la creciente abundancia de metales. La abundancia de metales es mayor para los cúmulos cercanos al centro galáctico que para los del halo (los tramos más externos de la Galaxia que se extienden por encima y por debajo de su plano). La cantidad de helio también puede variar de un grupo a otro. Se cree que el hidrógeno en los cúmulos de estrellas asciende al 70-75 por ciento en masa, el helio al 25-30 por ciento y los elementos más pesados al 0,01–0,1 por ciento. Los estudios radioastronómicos han establecido un límite superior bajo en la cantidad de hidrógeno neutro en los cúmulos globulares. Las líneas oscuras de materia nebulosa son características desconcertantes en algunos de estos grupos. Aunque es difícil explicar la presencia de masas distintas y separadas de materia no formada en sistemas antiguos, la nebulosidad no puede ser material de primer plano entre el cúmulo y el observador.

Se conocen unas 2.000 estrellas variables en los 100 o más cúmulos globulares que se han examinado. De estos, tal vez el 90 por ciento son miembros de la clase llamada variables RR Lyrae. Otras variables que ocurren en los cúmulos globulares son las Cefeidas de Población II, las estrellas RV Tauri y U Geminorum, así como las estrellas Mira, las binarias eclipsantes y las novas.