M92位于武仙座，目录编号NGC 6341，距离地球约2.7万光年。它是银河系较明亮的球状星团之一，NASA给出的视星等约6.3。在非常黑暗的天空下接近肉眼极限，双筒望远镜则更容易找到。
Johann Elert Bode于1777年发现它，Charles Messier在1781年独立记录并收入目录。它常被附近更明亮、更著名的M13掩去公众关注，但两者是不同球状星团，距离、金属丰度、轨道和成员结构都不能混为一谈。
NASA资料估计M92含约33万颗恒星。球状星团由大量老年恒星在引力束缚下组成，中心密度远高于太阳邻域，却没有固体边界。成员数来自亮度、质量函数和动力学模型，低质量暗星及恒星遗骸无法逐颗完整计数。
M92年龄接近宇宙年龄，是银河系最古老星团之一。年龄通过主序转折点、距离、化学组成和恒星演化模型推算，而不是读取单颗恒星的“出生日期”。不同研究会因模型和距离标尺给出略有差异的数值，不能写成比宇宙更老的确定结论。
它的金属丰度很低。在天文学中，“金属”泛指氢和氦以外的元素，金属贫不表示完全没有铁等重元素。低丰度说明成员形成时星际介质经历的前代恒星富集较少，使M92成为研究银河系早期化学演化的基准。
北半球夏季最适合观测M92。小口径设备看见圆形雾斑，中等口径可分辨外围恒星，核心仍紧密发亮。网络深曝光图中的多彩恒星来自滤镜和处理；目视色彩很弱，也无法通过外观看出单颗成员的金属丰度。
M92帮助研究球状星团年龄、银河系银晕组装和低金属丰度恒星演化。档案采用NASA的距离、亮度和成员估数，并保留年龄模型限制。主图为AI辅助概念图，恒星位置、核心密度和颜色不是对哈勃数据的复制，不能用于定量分析。星团外围的低表面亮度结构也没有在示意图中精确表示，真实密度轮廓需要成员测光和长期动力学模型拟合。