梅西野2M2的直徑約175光年，包含大約150,000顆恆星，是包含恆星最多、最緊密的球狀星團之一。因此它的密度類形被標為II型。從我們的照片上可以看出，這個星團呈明顯的橢球形（橢率為9，即E1型）；它的長軸方向為方位角135度。它的距離是大約37,500光年（根據W.E. Harris的資料庫）， 距銀河系中心相當遠。目視觀測可以發現它的視亮度為6.5等，視直徑約6到8角分，有一個明亮的、緊密的、大約5'的中心區域。標準的攝影觀測可以看出它的直徑約12.9角分，長時間暴光的照片上顯示出它的視直徑可以達到16.0角分。
與大部分球狀星團一樣，M2的中心部分是相當緻密的：球狀星團M2的緻密核心的視直徑只有0.34角分，即20角秒，對應於3.7光年的直徑。星團中一半的質量位於半徑0.93角分以內（即50角秒，10光年）。另一方向，它的潮汐半徑很大：21.45角分，對應於233光年的半徑，超過這個距離，球狀星團中的成員星就會因為來自銀河系的潮汐力而逃離這個星團。
M2中最亮的恆星是13.1等的紅巨星和黃巨星，而它的（赫羅圖中的）水平分支上恆星的視亮度只有16.1等。星團的整體光譜型被定為F0，色指數為-0.06；現代的數值為光譜型F4，B-V = 0.66。
從它的顏色-星等圖中，Halton Arp（1962）估計出M2的年齡大約為130億年，與球狀星團M3和M5的年齡大致相同。
星團中包含21顆已知變星，最初的兩顆是由Bailey在1895年發現的（Pickering和Bailley 1895），到1897年共發現了8顆變星。其中的大部分都屬於被稱為“星團變星”的天琴座RR型變星，變光周期不超過一天。然而，其中有3顆是“經典的”II型造父變星（室女座W型變星），變化周期分別為15.57天，17.55天和19.30天，視亮度大約為13等。H.C. Arp（1955）和G. Wallerstein（1970）研究了這些變星。還有一顆變星是金牛座RV型變星，其視亮度在12.5等和14.0等之間變化，變光周期為69.09天；這顆變星的光度極小值一深一淺交替變化，是由法國業餘天文學家A. Chèvremontd 1897年發現的。它位於星團的東側邊緣，稍稍偏北的位置。
M2是在1746年9月11日由Maraldi發現的；Charles Messier在整整14年後的1760年9月11日獨立地重新發現，並且將其編入星表，描述為一個“不含恆星的星雲”。William Herschel是第一個將其解析為恆星的人。
M2可以很容易地通過寶瓶座的Alpha和Beta星，以及飛馬座的Epsilon星找到。它在寶瓶座Beta星北側5度的地方，與寶瓶座Alpha星的緯度相同。
由於它的視亮度只有6.5等，M2是一個很難用肉眼觀測的天體（“通常”條件下剛好看不見），但是在最小的望遠鏡，比如雙向望遠鏡和觀劇鏡中，它也是一個很容易看見的目標，尤其是它位於一個恆星很少的天區。一架4英寸的無遮擋望遠鏡（折射鏡或者schiefspiegler式反射鏡）無法解析這個星團，只能顯示出幾顆最明亮的成員星，出現在由無法分辨的恆星構成的斑駁的雲霧狀背景中。John Mallas報告說，用他的4英寸折射鏡觀測，可以看到一條彎曲的暗紋穿過星團的東北角，這也可以在照片上看出來。在8英寸鏡中，這個球狀星團可以被部分解析為恆星，在良好的觀測條件下甚至可以深入到中心。完全分解這個星團需要更大的鏡子，至少10英寸以上。一條奇特的暗線穿過星團的東北邊緣，在我們的圖片中也能看出來；更大的望遠鏡（16英寸以上）還能顯示出另外幾個比較不明顯的黑暗結構和區域。
