Có hơn 1000 cụm sao mở được biết đến trong Thiên Hà của chúng ta, nhưng tổng số thực tế có thể lớn hơn mười lần. Trong các thiên hà xoắn ốc, cụm sao mở luôn được tìm thấy trong các cánh tay xoắn ốc, nơi mật độ khí cao nhất và vì vậy là nơi hầu hết các ngôi sao được hình thành và các ngôi sao thường phân tán trước khi các ngôi sao di chuyển ra ngoài cánh tay xoắn ốc của chúng. Cụm sao mở tập trung nhiều nhất nơi gần với mặt phẳng Thiên Hà, với chiều cao trong Thiên Hà của chúng ta khoảng 180 năm ánh sáng, so với bán kính Thiên Hà khoảng 100.000 năm ánh sáng.
Trong các Thiên Hà không đều, cụm sao mở có thể được tìm thấy trên khắp Thiên Hà, mặc dù nồng độ của Thiên Hà là cao nhất và cũng là nơi có mật độ khí cao nhất. Cụm sao mở không tìm thấy trong các Thiên Hà hình elip. Việc hình thành sao đã không còn trong khoảng nhiều triệu năm trước trong Thiên Hà ellip.
Trong Thiên Hà của chúng ta, sự phân bố các cụm sao phụ thuộc vào tuổi tác, với các cụm sao lớn tuổi được tìm thấy ở những khoảng cách lớn hơn từ trung tâm Thiên Hà. Lực thủy triều mạnh hơn gần trung tâm của Thiên Hà, làm tăng tỷ lệ rối loạn trong các cụm sao và đám mây phân tử khổng lồ cũng gây ra sự rối loạn trong các cụm sao.
Các cụm sao tập trung ở khu vực bên trong của Thiên Hà có tuổi trẻ hơn so với các cụm sao tập trung bên ngoài Thiên Hà.
Vì cụm sao mở có xu hướng phân tán trước khi hầu hết các ngôi sao trong cụm đến giai đoạn cuối sự sống. Các ánh sáng từ các cụm sao có thể bị chi phối bởi các ngôi sao trẻ nóng màu xanh. Những ngôi sao này có khối lượng rất lớn và thời gian sống của nó khoảng vài chục triệu năm. Các cụm sao mở lớn tuổi chứa nhiều ngôi sao có nhiệt độ màu vàng hơn.
Một số cụm sao mở chứa nhiều ngôi sao nóng màu xanh dường như chúng trẻ hơn nhiều so với các ngôi sao trong cụm. Những ánh sáng màu xanh hỗn loạn cũng được quan sát thấy trong các quần tinh cầu và trong lõi rất dày đặc của cụm sao cầu chúng được cho là phát ra khi các ngôi sao va vào nhau, làm nhiệt độ trong cụm tăng nhanh lớn hơn rất nhiều nhiệt độ của các sao cộng lại. Tuy nhiên, mật độ sao trong cụm sao mở là thấp hơn nhiều so với trong các quần tinh cầu và sự va chạm của các ngôi sao không thể giải thích cho những ánh sáng màu xanh hỗn loạn. Thay vào đó, người ta cho rằng hầu hết trong số chúng có lẽ bắt nguồn khi tương tác động lực học với các ngôi sao khác gây ra trong hệ sao đôi.
Khi cụm sao đã cạn kiệt năng lượng hydro của chúng do phản ứng tổng hợp hạt nhân, các ngôi sao có khối lượng nhỏ thoát ra lớp bên ngoài của chúng để tạo thành một tinh vân hành tinh và phát triển thành sao lùn trắng. Trong khi hầu hết các cụm sao phân tán trước khi một phần lớn các ngôi sao trong cụm đạt đến giai đoạn sao lùn trắng, số sao lùn trắng trong các cụm sao mở vẫn thường thấp hơn nhiều so với dự đoán với độ tuổi và sự phân bố khối lượng dự kiến ban đầu của các ngôi sao. Có thể một cách giải thích cho việc ít các sao lùn trắng là khi một sao lùn đỏ khổng lồ giải phóng lớp bên ngoài của nó để trở thành một tinh vân hành tinh, một sự bất đối xứng về sự thiếu hụt của vật chất có thể là một cú hít làm các ngôi sao có vận tốc một vài km/giây đủ để đẩy nó ra khỏi cụm sao.
Nhiều cụm sao mở vốn không ổn định, với một cụm sao có khối lượng nhỏ có vận tốc của hệ thống sao là thấp hơn vận tốc trung bình của các ngôi sao thành phần. Các cụm sao này sẽ nhanh chóng giải tán trong vòng vài triệu năm. Trong nhiều
trường hợp, khí trong các cụm sao phụt ra ngoài do áp suất bức xạ của ngôi sao trẻ nóng làm giảm khối lượng của cụm sao đi nhanh chống và cụm sao sẽ bị phân tán.
Cụm sao có khối lượng lớn thì lực hấp dẫn của chúng đủ lớn để hút một tinh vân đã bốc hơi hết chuyển động xung quanh hàng chục triệu năm, nhưng theo thời gian quá trình bên trong và bên ngoài có xu hướng giải tán tinh vân này đi. Bên trong cụm, sự va chạm giữa các thành viên trong cụm sẽ cho kết quả vận tốc của các ngôi sao được tăng lên vượt quá vận tốc thoát của cụm, kết quả là các ngôi sao trong cụm bị bốc hơi 'dần dần'. Bên ngoài cụm, khoảng nửa tỷ năm hoặc lâu hơn một cụm sao mở sẽ chịu ảnh hưởng khi đi lại gần hoặc qua một đám mây phân tử. Các lực hấp dẫn và lực thủy triều được tạo ra bởi cuộc gặp gỡ như vậy có xu hướng phá vỡ các cụm sao. Cuối cùng, các ngôi sao chịu tác dụng sẽ chuyển động thành dòng ngôi sao, vì không đủ gần để ảnh hưởng đến cả cụm sao nhưng tất cả các ngôi sao trong cụm đều liên quan và di chuyển theo hướng tương tự với tốc độnhư nhau. Dự kiến khoảng 150 - 800 triệu năm một nữa các sao trong nhóm sẽ bị mất, tùy thuộc vào mật độ ban đầu.
Sau khi một cụm sao không bị ràng buộc bởi lực hấp dẫn thì các ngôi sao thành viên của nó vẫn sẽ được di chuyển qua không gian trên quỹ đạo tương tự, chúng giống như là hội sao, di chuyển theo cụm hoặc di chuyển theo nhóm. Một trong số những ngôi sao sáng nhất của chòm Ursa Major là 'Plough' từng là thành viên của một cụm sao mở mà bây giờ như một hội các ngôi sao, trong trường hợp này chòm Ursa Major đã di chuyển. Cuối cùng với vận tốc khác nhau nên chúng rải rác trong Thiên Hà. Một cụm sao lớn hơn chuyển động thành một dòng được khám phá ra với vận tốc các ngôi sao thành viên là giống nhau và độ tuổi của các ngôi sao không liên quan với nhau.