Cụm sao cầu đầu tiên do Abraham Ihle phát hiện là M22 vào năm 1665, ông là một nhà thiên văn nghiệp dư người Đức.[12] Tuy nhiên, do kính thiên văn ông dùng để quan sát có độ phân giải nhỏ, nên các sao trong cụm không thể nhận ra được cho đến khi Charles Messier thực hiện quan sát M4 thì ông này mới chú ý tới điều này.[13] Tám cụm sao cầu đầu tiên được phát hiện liệt kê ở bảng bên cạnh. Sau đó, Abbé Lacaille đã liệt kê thêm NGC 104, NGC 4833, M55, M69, và NGC 6397 vào danh lục 1751–52 của ông. Từ M phía trước con số là dựa theo danh lục của Charles Messier, trong khi NGC lấy từ New General Catalogue của John Dreyer.

William Herschel bắt đầu chương trình khảo sát của ông năm 1782 sử dụng kính thiên văn lớn hơn và ông có thể nhận ra các sao trong 33 cụm sao cầu được biết ở thời đó. Ngoài ra ông còn tìm thấy thêm 37 cụm sao nữa. Trong danh lục năm 1789 của Herschel về các vật thể trên bầu trời sâu thẳm, ông là người đầu tiên sử dụng thuật ngữ cụm sao cầu (globular cluster) để miêu tả các đối tượng này.[13]

Số lượng các cụm sao cầu phát hiện ra dần tăng lên, đạt tới 83 vào năm 1915, 93 vào năm 1930 và 97 vào năm 1947. Hiện nay tổng số có khoảng 152 cụm cầu đã được quan sát trong Ngân Hà, và các nhà thiên văn ước lượng có khoảng 180 ± 20 đối tượng này.[4] Những cụm sao cầu chưa quan sát được là do chúng bị khí và bụi trong Ngân Hà che khuất.

Đầu năm 1914, Harlow Shapley bắt đầu một chuỗi các khảo cứu về những quần tinh cầu, ông đã công bố khoảng 40 bài báo khoa học về chủ đề này. Ông khảo sát các sao biến quang RR Lyare trong mỗi cụm (mà ông giả sử là sao biến quang cepheid) và sử dụng quan hệ độ sáng-chu kỳ của những sao này để ước lượng khoảng cách đến quần tinh cầu. Sau này, người ta nhận thấy rằng sao biến quang RR Lyrae mờ hơn sao biến quang cepheid, khiến cho khoảng cách ước lượng của Shapley vượt quá khoảng cách thực tế đến những cụm sao cầu mà ông khảo sát.[14]

Những cụm sao cầu nằm thuộc về Ngân Hà, đa phần được tìm thấy trong vùng lõi thiên hà và chúng tập trung về phía trung tâm thiên hà khi quan sát bầu trời từ mặt đất. Năm 1918 sự phân bố không đều trên toàn bộ bầu trời này đã được Harlow Shapley sử dụng để xác định kích thước của toàn Ngân Hà. Bằng giả sử các cụm sao cầu phân bố thành một hình cầu với tâm tại lõi thiên hà, ông đã dùng các cụm này để ước lượng vị trí tương đối của Mặt Trời với tâm thiên hà.[15] Trong khi sự ước lượng khoảng cách của ông có sai số lớn, thì khảo cứu của ông lại cho thấy một điều là Ngân Hà có kích thước lớn hơn rất nhiều so với trước đây người ta từng nghĩ. Sai số của các phép đo của ông là do bụi trong thiên hà làm mờ đi lượng ánh sáng từ cụm sao cầu đến Trái Đất, khiến chúng dường như nằm xa hơn so với thực tế. Mặc dù vậy, ước lượng của Shapley có sai số nằm trong giới hạn chấp nhận được của giá trị ngày nay thu được.

Những đo đạc của Shapley cũng chỉ ra Mặt Trời nằm tương đối xa so với tâm thiên hà, ngược hẳn với suy luận có từ trước rằng sự phân bố của các ngôi sao rõ ràng là đều đặn trong thiên hà. Thực ra, các ngôi sao thông thường nằm trong đĩa thiên hà và thường bị che khuất bởi khí và bụi, trong khi các cụm sao cầu nằm bên ngoài mặt phẳng đĩa và có thể nhìn thấy được chúng xa hơn.

Shapley sau đó được Henrietta Swope và Helen Battles Sawyer (sau đổi thành Hogg) hỗ trợ cho các nghiên cứu của ông về cụm sao cầu. Trong khoảng thời gian 1927–29, Harlow Shapley và Helen Sawyer bắt đầu phân loại các cụm theo độ tập trung của các sao hướng về lõi cụm sao cầu. Độ tập trung nhất được đặt là Lớp I, và tiếp sau là độ tập trung giảm dần cho đến Lớp XII. Công việc này sau này được gọi là Phân loại độ tập trung Shapley–Sawyer. (Đôi khi nó được viết bằng số Ả rập [Lớp 1–12] hơn là số La Mã.)[16]