de flesta globulära kluster är starkt koncentrerade vid sina centra, med stjärnfördelningar som liknar isotermiska Gas sfärer med en cutoff som motsvarar tidvatten effekter av galaxen. Tätheten nära centrum av klotformiga kluster är ungefär två stjärnor per kubiskt ljusår, jämfört med en stjärna per 300 kubiskt ljusår i solområdet. En exakt modell av stjärnfördelning inom ett kluster kan härledas från stjärndynamik, som tar hänsyn till de typer av banor som stjärnor har i klustret, möten mellan dessa medlemsstjärnor och effekterna av yttre påverkan. Den amerikanska astronomen Ivan R. King, till exempel, har härlett dynamiska modeller som passar observerade stjärnfördelningar mycket nära. Han finner att ett klusters struktur kan beskrivas i termer av två siffror: (1) kärnradien, som mäter koncentrationsgraden i centrum, och (2) tidvattenradien, som mäter avstängningen av stjärndensiteter vid klustrets kant. Klustren skiljer sig markant i vilken grad stjärnor är koncentrerade i sina centrum. De flesta av dem verkar cirkulära och är förmodligen sfäriska, men några (t.ex. Omega Centauri) är märkbart elliptiska. Det mest elliptiska klustret är M19, dess huvudaxel är ungefär dubbelt sin mindre axel.

ett viktigt kännetecken för globala kluster i galaxen är deras enhetliga ålderdom. Globulära kluster består av Population II-objekt (dvs gamla stjärnor). Bestämd genom att jämföra stjärnpopulationen av globala kluster med stellära evolutionära modeller, varierar åldrarna för alla hittills uppmätta från 11 miljarder till 13 miljarder år. De är de äldsta föremålen i galaxen och så måste ha varit bland de första bildade. Att detta var fallet indikeras också av det faktum att de globala klustren tenderar att ha mycket mindre mängder tunga element än stjärnorna i galaxens plan—t.ex. solen. Består av stjärnor som tillhör den extrema befolkningen II, liksom hög latitud halo stjärnor, dessa nästan sfäriska assemblage tydligen bildas innan materialet i galaxen tillplattad i föreliggande tunn skiva. Den nuvarande interstellära gasen i solområdet innehåller element som är tyngre än helium, som kallas metaller av astronomer, på en nivå av cirka 2 massprocent, medan de globala klustren innehåller så lite som 0,02 procent av samma element.

globulära kluster har klassificerats på grundval av ökande överflöd av metaller. Överflödet av metaller är högre för kluster nära galaktiska centrum än för de i halo (de yttersta delarna av galaxen sträcker sig långt över och under dess plan). Mängden helium kan också skilja sig från kluster till kluster. Väte i klusterstjärnor tros uppgå till 70-75 massprocent, helium 25-30 procent och de tyngre elementen 0,01–0,1 procent. Radioastronomiska studier har satt en låg övre gräns för mängden neutralt väte i globala kluster. Mörka körfält av nebulous Materia är förbryllande funktioner i några av dessa kluster. Även om det är svårt att förklara förekomsten av distinkta, separata massor av oformad materia i gamla system, kan nebulositeten inte vara förgrundsmaterial mellan klustret och observatören.

cirka 2000 variabla stjärnor är kända i de 100 eller fler globulära kluster som har undersökts. Av dessa är kanske 90 procent medlemmar i klassen som heter RR Lyrae variabler. Andra variabler som förekommer i globala kluster är Population II Cepheids, RV Tauri och U Geminorum stjärnor, liksom Mira stjärnor, förmörkelse binärer och novas.