bolvormige clusters zijn extreem lichtgevende objecten. Hun gemiddelde helderheid is het equivalent van ongeveer 25.000 zonnen. De meest lichtgevende zijn 50 keer helderder. De helderste sterren zijn de rode reuzen, heldere rode sterren met een absolute magnitude van -2, ongeveer 600 keer de helderheid van de zon. In relatief weinig bolvormige sterrenhopen zijn sterren zo intrinsiek zwak als de zon gemeten, en in geen van deze sterrenhopen zijn de zwakste sterren nog geregistreerd. De lichtkrachtfunctie voor M3 laat zien dat 90 procent van het zichtbare licht afkomstig is van sterren die minstens twee keer zo helder zijn als de zon, maar meer dan 90 procent van de clustermassa bestaat uit zwakkere sterren. De massa ’s van bolhopen, gemeten door de spreiding in de snelheden van individuele sterren te bepalen, variëren van een paar duizend tot meer dan een miljoen zonsmassa’ s. De clusters zijn zeer groot,met diameters van 10 tot wel 300 lichtjaar. Hun diameter varieert van één graad voor Omega Centauri tot knopen van één boogminuut. In een cluster zoals M3 is 90 procent van het licht opgenomen binnen een diameter van 100 lichtjaar, maar het aantal sterren en de studie van RR Lyrae-leden (waarvan de intrinsieke helderheid regelmatig varieert binnen bekende grenzen) omvatten een grotere van 325 lichtjaar.

De meeste bolhopen zijn sterk geconcentreerd in hun centra, met sterdistributies die lijken op isothermische gasbolletjes met een cut-off die overeenkomt met de getijdeffecten van het Melkwegstelsel. De dichtheid in de buurt van de centra van bolhopen is ongeveer twee sterren per kubieke lichtjaar, vergeleken met één ster per 300 kubieke lichtjaar in de zonnewijk. Een nauwkeurig model van sterverdeling binnen een cluster kan worden afgeleid uit sterdynamica, die rekening houdt met de aard van de banen die sterren in de cluster hebben, ontmoetingen tussen deze lidsterren en de effecten van invloeden van buitenaf. De Amerikaanse astronoom Ivan R. King, bijvoorbeeld, heeft dynamische modellen afgeleid die zeer nauw aansluiten bij waargenomen sterdistributies. Hij vindt dat de structuur van een cluster kan worden beschreven in termen van twee getallen: (1) de kernstraal, die de concentratiegraad in het centrum meet, en (2) de getijdenstraal, die de cut-off van de sterdichtheden aan de rand van de cluster meet. De clusters verschillen aanzienlijk in de mate waarin sterren geconcentreerd zijn in hun centra. De meeste lijken rond en zijn waarschijnlijk bolvormig, maar enkele (bijvoorbeeld Omega Centauri) zijn merkbaar elliptisch. De meest elliptische cluster is M19, waarvan de hoofdas ongeveer het dubbele is van de ondergeschikte as.

een belangrijk onderscheidend kenmerk van bolhopen in het melkwegstelsel is hun uniforme ouderdom. Bolhopen zijn samengesteld uit populatie II objecten (dat wil zeggen, oude sterren). Bepaald door de stellaire populatie van bolhopen te vergelijken met stellaire evolutionaire modellen, variëren de leeftijden van al deze tot nu toe gemeten leeftijd van 11 miljard tot 13 miljard jaar. Ze zijn de oudste objecten in de Melkweg en moeten dus een van de eerste gevormd zijn geweest. Dat dit het geval was blijkt ook uit het feit dat de bolvormige sterrenhopen meestal veel kleinere hoeveelheden zware elementen hebben dan de sterren in het vlak van het Melkwegstelsel—bijvoorbeeld de zon. Samengesteld uit sterren behorend tot de extreme populatie II, evenals de hoge breedtegraad halo sterren, deze bijna bolvormige assemblages blijkbaar gevormd voordat het materiaal van de Melkweg afgevlakt in de huidige dunne schijf. Het huidige interstellaire gas in de zonnebuurt bevat elementen zwaarder dan helium, die door astronomen metalen worden genoemd, op een niveau van ongeveer 2 massaprocent, terwijl de bolvormige sterrenhopen slechts 0,02 procent van dezelfde elementen bevatten.

bolvormige clusters zijn geclassificeerd op basis van toenemende overvloed aan metalen. De overvloed aan metalen is hoger voor clusters in de buurt van het galactische centrum dan voor die in de halo (de buitenste uithoeken van de Melkweg die zich ver boven en onder het vlak uitstrekken). De hoeveelheid helium kan ook verschillen van cluster tot cluster. De waterstof in sterrenhoop wordt verondersteld te bedragen 70-75 procent van de massa, helium 25-30 procent, en de zwaardere elementen 0,01–0,1 procent. Radioastronomische studies hebben een lage bovengrens gesteld aan de hoeveelheid neutrale waterstof in bolvormige clusters. Donkere rijstroken van nevelachtige materie zijn raadselachtige kenmerken in sommige van deze clusters. Hoewel het moeilijk is om de aanwezigheid van afzonderlijke, afzonderlijke massa ‘ s van niet-gevormde materie in oude stelsels te verklaren, kan de nevel geen voorgrondmateriaal zijn tussen de cluster en de waarnemer.

ongeveer 2000 veranderlijke sterren zijn bekend in de 100 of meer onderzochte bolhopen. Van deze, misschien 90 procent zijn leden van de klasse genaamd RR Lyrae variabelen. Andere variabelen die voorkomen in bolhopen zijn populatie II Cepheïden, RV Tauri, en u Geminorum sterren, evenals Mira sterren, eclipsing binaries, en novas.