zla yıldız yoğunluğuna sahiptir. Aynı zamanda yakın etkileşimler ve yıldızların çarpışmaları göreceli olarak sık gerçekleşir. Bu değişikliklere rastlanması sebebiyle, bazı egzotik sınıfına giren yıldızlar (örneğin mavi başıboşlar, milisaniye pulsarları, düşük kütleli x ışını ikilileri) küresel yıldız kümelerinde yaygındırlar. Bir mavi başıboş, iki yıldızın birleşmesinden oluşmuştur. Bir çift yıldız sistemi ile karşılaşma sonucu oluşması muhtemel. Sonuçta ortaya çıkan yıldız, küme içindeki aynı parlaklığa sahip yıldızlarla karşılaştırıldığında daha yüksek sıcaklığa sahiptir. Kümenin ilk başlarında oluşan anakol yıldızlarıyla farklılık gösterir.

Astronomlar 1970’lerden beri küresel yıldız kümeleri içerisinde kara delik araştırması yapıyorlar. Bu görev için gereken çözümler, ancak Hubble uzay teleskobu ile yapılan heyecanlı keşiflerle doğrulanmıştır. Bağımsız programlarda, 4000 Güneş kütlesine sahip orta büyüklükteki kara deliğin var olduğu öne sürüldü. M15 küresel yıldız kümesindeki HST gözlemlerine ve Andromeda Galaksisi’ndeki 20,000 Güneş kütleli kara deliğe sahip Mayall II kümesindeki gözlemlere dayanarak öne sürüldü. Mayall II’den gelen x-ışını ve radyo emisyonlarının orta kütleli bir kara delik için uyumlu olduğu görülüyor.

Bunlar belirli ilgi alanlarıdır çünkü orta kütleli kara deliklerin keşfedildiği ilk yerlerdir. Geleneksel yıldız kütleli kara delikler ve süper kütleli kara delikler galaksilerin merkezinde keşfedilmişlerdir. Bu orta kütleli kara deliklerin kütleleri kümenin kütlesi ile orantılıdır. Devam eden süreçte, öncelikle süper kütleli karadelik ile kara delik çevreleyen galaksi arasında keşfedilmişlerdir.

Orta kütleli kara deliklerin varlığı şüpheyle karşılandı. Küresel yıldız kümelerindeki en ağır objelerinin küme merkezine doğru göç etmeleri umuluyordu. Holger Baumgardt ve onunla ortak çalışanlar tarafından, kütle ışık oranı iki kağıda işaretlendi. M15 ve Mayall II’de olduğu gibi kara delik olmasa bile kütle ışık oranının keskin bir şekilde küme merkezine doğru artması gerektiğini buldular.

Hertzsprung-Russell diyagramı (HR-diyagram), yıldızların birçok çeşidinin yer aldığı bir grafiktir. Renk ölçeğine karşılık görünen mutlak parlaklıklarının grafik üzerinde gösterilmesidir. B’den V’ye renk ölçeği,mavi ışıktaki veya B’deki yıldızın şiddeti ile görünen ışıktaki şiddeti(veya V) farklıdır. Büyük pozitif değerler kırmızı yıldızlara karşılık gelir. Bu yıldızların yüzey sıcaklığı düşüktür. Negatif değerler yüzey sıcaklığı fazla olan mavi yıldızlara karşılık gelir.

HR diyagramında Güneş’e yakın olan yıldızlar, çeşitli kütledeki, yaştaki ve bileşimlerdeki yıldızların bir dağılımını gösteriyor. Yıldızların birçoğu, yıldızların sıcaklığı arttıkça şiddetin de arttığı anakol olarak adlandırılan eğimli çizgi üzerinde dağılmışlardır. Bununla birlikte, diyagram evrimlerinin daha sonraki aşamalarında olan yıldızları da içeriyor. Bu yıldızlar anakol eğiminden uzaktadırlar.

Küresel yıldız kümesi içindeki bütün yıldızlar bizden yaklaşık olarak aynı mesafededirler. Mutlak şiddetleri kadirlerine göre değişiklik gösterir. Küresel yıldız kümesindeki anakol yıldızların güneş sisteminin komşularındaki benzer yıldızlarla karşılaştırılabilecek çizgi üzerine düşeceği düşünülüyor. Bu varsayımın kesinliği, yakın kısa periyotlu değişkenlerin şiddetlerinin karşılaştırılarak elde edilen veriler ile doğrulandı. Örneğin, RR Lyrae yıldızları ve sefe değişeni.

HR diyagramındaki eğim üzerindeki eşleştirerek, kümedeki anakol yıldızlarının mutlak şiddetleri de bulunabilir. Yıldızların kadirlerine dayanarak kümenin bizden olan uzaklığı tahmin edilebilir. Göreli ve mutlak şiddet arasındaki fark, uzaklık modülü olarak adlandırılır ve mesafe tahminlerinde kullanılabilir.

Belirli bir küresel yıldız kümesi içindeki yıldızlar HR diyagramında gösterilmiştir. Birçok açıdan yaklaşık olarak bütün yıldızlar çok iyi tanımlanmış bir eğri üzerine göreceli olarak düşerler. Bu HR diyagramındaki Güneş’e yakın yıldızlar için değişiklik gösterir. Bu yıldızlar farklı yaşta ve kökende olan bir grup yıldızdır. Küresel yıldız kümesi için eğimin şekli bir grup yıldızın karakteristik özelliğidir. Bu yıldızlar yaklaşık olarak aynı zamanda, aynı materyalden oluşmuştur. Sadece ilk kütleleri farklılık gösterir. HR diyagramındaki her bir yıldızın konumu, yaş ile çeşitlilik gösteir. Küresel yıldız kümesindeki eğimin şekli, yıldız popülasyonunun bütün yaşını hesaplamada kullanılabilir.
En büyük anakol yıldızları aynı zamanda en büyük mutlak şiddete sahip ve bu aşama yıldızların dev yıldız evresine geçişte ilk evrimidir. Daha küçük kütleli yıldızlar da dev yıldız evresine geçiş yapar. Böylelikle tek bir küme popülasyonunun yaşı, dev yıldız evresine geçiş yapmaya başlayan yıldızlara bakarak bulunabilir. Bu oluşumlar, HR diyagramındaki anakol çizgisinin üst sağ tarafını büker. Bu eğrinin mutlak şiddeti doğrudan küresel yıldız kümesinin yaş fonksiyonudur. Bu yüzden yaş ölçeği, şiddete paralel olan eksene çizilebilir.

Ek olarak, küresel yıldız kümeleri, en soğuk beyaz cücelerin sıcaklığına bakılarak tarihlendirilebilir. Küresel yıldız kümeleri için tipik sonuçlar gösteriyor ki, 12.7 milyar yıl olacak kadar yaşlı olabilirler. Bu onlarca milyon yıl yaşında olan açık yıldız kümelerinin tam tersidir.

Küresel yıldız kümelerinin yaşları, tüm Evren'in yaş limitine ulaşıyor. Bu alt limit kozmolojide önemli bir kısıtlamadır. Tarihte, astronomlar kozmolojik modellerin izin verebileceğinden daha yaşlı görünen küresel yıldız kümelerin yaşlarını tahmin etme ile karşı karşıya geldiler. Bununla birlikte, kozmolojik değişkenlerin derin gökyüzü araştırmaları ve Hubble Uzay Teleskobu gibi uydular sayesinde yapılan daha iyi ölçümleri ile bu sorunun yeniden çözümleneceğini gösteriyor.

Küresel yıldız kümeleri üzerine yapılan evrimler çalışmalar aynı zamanda kümeyi oluşturan gaz ve tozun birleşmeye başladığındaki değişikleri belirlemek için kullanılabilir. Ağır elementlerin çokluğundaki değişiklikler kullanılarak evrimdeki değişiklikler belirlenebilir. Küresel yıldız kümeleri üzerinde yapılan çalışmalardan toplanan veriler daha sonra Samanyolu’nun evrimi üzerinde çalışmak için kullanıldı.

Küresel yıldız kümeleri içinde mavi başıboşlar olarak bilinen az sayıda yıldız gözlendi. Anakol üzerinde daha mavi ve parlak yıldızların olduğu tarafa doğru devam ettiği görülüyor. Bu yıldızların kökeni hala açıklanamadı ancak birçok model bu yıldızların çoklu yıldız sistemlerindeki kütle transferi sonucu oluştuğunu öne sürüyor.

Açık yıldız kümelerinin aksine birçok küresel yıldız kümesi, kendi yıldızlarının büyük çoğunluğunun yaşam süreleriyle karşılaştırılabilir. Bununla birlikte, muhtemel bir istisna, diğer büyük kütlelerle gelgitten etkilenen güçlü etkileşimler yıldızların dağılımıyla sonuçlanıyor.

Tekrar oluştuktan sonra küresel yıldız kümesi içindeki yıldızlar yerçekimsel olarak birbirleriyle etkileşime giriyorlar. Yıldızların hız vektörünün sonucu sabit bir şekilde değiştirilmiştir. Bunun için karakteristik bir aralık dinlenme zamanı (ing. relaxation time) olarak adlandırılmıştır. Bu yıldızın küme ile çarpışması için gereken yıldıza ait sürenin karakteristik uzunluğu ile bağlantılıdır. Dinlenme zamanının değeri kümeden kümeye değişiklik gösterir. Ancak ortalama değer 10 yıldır.

Küresel yıldız kümelerinin genellikle küresel yapıda görünmelerine rağmen, gelgit ile ilgili olan etkileşimlerden dolayı eliptik yapıda da olabilirler. Samanyolu ile Andromeda galaksisindeki kümeler tipik olarak basık küresel yapıdadırlar. Bununla birlikte Büyük macellan bulutundakilerin daha eliptik yapısı vardır.

Astronomlar standart yarıçaplarla küresel yıldız kümelerinin morfolojilerinin özelliklerini saptamaya çalışıyorlar. Bunlar merkezin yarıçapı ("r"), yarım ışık yarıçapı ("r") ve gelgit yarıçapıdır. ("r"). Kümenin bütün parlaklığı sabit bir şekilde küme merkezinden uzaklaştıkça azalır. Çekirdeğin yarıçapı, görünen yüzey parkalığının yarıya düştüğü mesafedir. Yarım ışık yarıçapı karşılaştırılabilir bir büyüklüktür. Çekirdekten olan mesafe kümenin toplam parlaklığın yarıya düştüğü yeri gösterir. Bu tipik olarak çekirdek yarıçapından büyüktür.

Yarım ışık yarıçapı kümenin dış kısmındaki yıldızları içerir. Bu yüzden teorisyenler yarım kütle yarıçapını da kullanacaklardır. ("r")—Bu yarıçap kümenin toplam kütlesinin yarısının bulunduğu kısımdır. Kümenin yarım kütle yarıçapı tüm boyutla karşılaştırıldığında küçüktür. Çünkü yoğun bir çekirdek kısmına sahiptir. Buna örnek olarak Messier 3 (M3) gökcismini verebiliriz. M3’ün görünen boyutları yaklaşık olarak 18 açısal dakikadır ancak yarım kütle yarıçapı sadece 1.12 açısal dakikadır.

Bütün küresel yıldız kümeleri büyük yarıçaplara sahip olmasına rağmen, neredeyse bütün küresel yıldız kümeleri 10 parsekten az olan yarım ışık yarıçapına sahiptir (mesela NGC 2419 (R = 18 pc) ve Palomar 14 (R = 25 pc)).

Son olarak gelgit yarıçapı veya Roche limiti, küresel yıldız kümesinin merkezinden, kümenin kendisine nazaran galaksiden kaynaklanan dış yerçekimsel etkinin küme içindeki yıldızlara daha fazla etkisinin olduğu yere kadar olan mesafedir. Bu mesafe kümeye ait bireysel yıldızların galaksi tarafından uzaklaştırılabildiği mesafedir. M3’ün gelgit yarıçapı yaklaşık olarak 40 açısal saniyedir, veya yaklaşık olarak 113 parsektir 10.4 kiloparsek mesafesinde.

Bir küresel yıldız kümesinin çekirdeğinden olan uzaklığına göre verilen fonsiyonuna bakarak parlaklık eğrisi ölçülebilir. Samanyolu gök adasındaki birçok yıldız kümesinin parlaklığı mesafe azaldıkça sabit bir şekilde artıyor. Çekirdekten belirli bir uzaklığa kadar artıyor daha sonra parkalık sıfırlanıyor. Genel olarak bu mesafe çekirdekten 1-2 parsek uzaklığındadır. Bununla birlikte küresel yıldız kümelerinin yüzde 20’si "çekirdek çökmesi" olarak isimlendirilmiş bir süreç içine girerler. Bu küme çeşidinde, parlaklık çekirdeğe kadar sabit bir şekilde artmaya devam eder Çekirdeği çökmüş küresel yıldız kümesi çeşidine M15 örnek olarak verilebilir.

Çekirdek çökmelerinin, küresel yıldız kümesi içindeki çok büyük yıldızların