La plupart des amas globulaires sont très concentrés en leur centre, ayant des distributions stellaires qui ressemblent à des sphères de gaz isothermes avec une coupure qui correspond aux effets de marée de la Galaxie. La densité près des centres des amas globulaires est d’environ deux étoiles par année-lumière cubique, contre une étoile par 300 années-lumière cubes dans le voisinage solaire. Un modèle précis de la distribution des étoiles au sein d’un amas peut être dérivé de la dynamique stellaire, qui prend en compte les types d’orbites des étoiles dans l’amas, les rencontres entre ces étoiles membres et les effets des influences extérieures. L’astronome américain Ivan R. King, par exemple, a dérivé des modèles dynamiques qui correspondent de très près aux distributions stellaires observées. Il trouve que la structure d’un cluster peut être décrite en termes de deux nombres: (1) le rayon du noyau, qui mesure le degré de concentration au centre, et (2) le rayon de marée, qui mesure la coupure des densités d’étoiles au bord de l’amas. Les amas diffèrent nettement dans le degré de concentration des étoiles en leurs centres. La plupart d’entre eux semblent circulaires et sont probablement sphériques, mais quelques-uns (par exemple, Omega Centauri) sont sensiblement elliptiques. L’amas le plus elliptique est M19, son grand axe étant environ le double de son petit axe.

Une caractéristique distinctive clé des amas globulaires de la Galaxie est leur âge uniformément avancé. Les amas globulaires sont composés d’objets de Population II (c’est-à-dire d’anciennes étoiles). Déterminé en comparant la population stellaire des amas globulaires avec des modèles d’évolution stellaires, l’âge de toutes celles mesurées jusqu’à présent varie de 11 à 13 milliards d’années. Ce sont les objets les plus anciens de la Galaxie et doivent donc avoir été parmi les premiers formés. Que ce soit le cas est également indiqué par le fait que les amas globulaires ont tendance à avoir des quantités beaucoup plus petites d’éléments lourds que les étoiles du plan de la Galaxie — par exemple, le Soleil. Composés d’étoiles appartenant à la population extrême II, ainsi que d’étoiles halo de haute latitude, ces assemblages presque sphériques se sont apparemment formés avant que le matériau de la Galaxie ne s’aplatisse dans le disque mince actuel. Le gaz interstellaire présent dans le voisinage solaire contient des éléments plus lourds que l’hélium, appelés métaux par les astronomes, à un niveau d’environ 2% en masse, tandis que les amas globulaires contiennent aussi peu que 0,02% des mêmes éléments.

Les amas globulaires ont été classés en fonction de l’abondance croissante des métaux. L’abondance de métaux est plus élevée pour les amas situés près du centre galactique que pour ceux situés dans le halo (la partie la plus externe de la Galaxie s’étendant bien au-dessus et au-dessous de son plan). La quantité d’hélium peut également différer d’un groupe à l’autre. On pense que l’hydrogène dans les étoiles des amas s’élève à 70-75 pour cent en masse, l’hélium à 25-30 pour cent et les éléments les plus lourds à 0,01–0,1 pour cent. Les études radioastronomiques ont fixé une limite supérieure basse sur la quantité d’hydrogène neutre dans les amas globulaires. Des voies sombres de matière nébuleuse sont des caractéristiques déroutantes dans certains de ces amas. Bien qu’il soit difficile d’expliquer la présence de masses distinctes et distinctes de matière non formée dans les anciens systèmes, la nébulosité ne peut pas être un matériau de premier plan entre l’amas et l’observateur.

Environ 2 000 étoiles variables sont connues dans les 100 amas globulaires ou plus qui ont été examinés. Parmi ceux-ci, peut-être 90% sont des membres de la classe appelée variables RR Lyrae. Les autres variables qui se produisent dans les amas globulaires sont les Céphéides de Population II, les étoiles RV Tauri et U Geminorum, ainsi que les étoiles Mira, les binaires à éclipses et les novas.