La base de donnéesSimbad indique deux mesures récentes presque identiques de la vitesse[5], soit −406,1 ± 0,5 km/s[7] et −406,22 ± 0,73 km/s[6]. L'amas s'approche donc de nous à une vitesse de 406 km/s.
Selon une étude publiée en 2011 par J. Boyles et ses collègues, la métallicité [Fe/H] de l'amas globulaire NGC 6934 est égale à -1,47 et sa masse est égale à 295 000 . Dans cette même étude, la distance de l'amas est estimée à environ 17,0 kpc (∼55 400 al)[9]. L'étude publiée par Forbes et Bridges indique une métallicité de -1,32[10]. Une métallicité comprise entre -1,47 et -1,32 signifie que le pourcentage en éléments lourds (plus lourds que l'hydrogène et l'hélium) varie de 3,4% à 4,8% (10-1,47 à 10-1,32) comparé à celui du Soleil.
Après le Big Bang, l'Univers étant surtout composé d'hydrogène et d'hélium, la métallicité était pratiquement nulle. L'univers s'est progressivement enrichi en métaux (éléments plus lourds que l'hélium) grâce à la synthèse de ceux-ci dans le cœur des étoiles. La métallicité des amas du halo de la Voie lactée varie d'un centième à un dixième de la métallicité solaire, ce qui signifie que ces amas se décomposent en deux sous-groupes, les relativement jeunes et les vieux[11]. Selon sa métallicité, NGC 6934 serait donc un amas âgé et pauvre en métaux. Son âge est estimée à 11,14 milliards d'années par Forbes[10].
Certains amas stellaires qu'on identifie comme tels n'en sont pas vraiment. Ils proviennent de courants d'étoiles capturés à des galaxies naines[17] ou il s'agit du noyau d'une galaxie absorbée par la Voie lactée (remnant nuclear star clusters (NSCs))[18]. Par exemple M54 qui provient de la galaxie naine du Sagittaire ou Omega Centauri de la galaxie naine Gaïa-Encelade[18]. NGC 6934 provient possiblement du flux d'Helmi (en)[18].
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↑ a et bH. Baumgardt et M. Hilker, « A catalogue of masses, structural parameters, and velocity dispersion profiles of 112 Milky Way globular clusters. », Monthly Notices of the Royal Astronomical Societ, vol. 478, no 2, , p. 1520-1557 (DOI10.1093/mnras/sty1057, lire en ligne [PDF])
↑ a et bJ. Boyles, D. R. Lorimer, P. J. Turk, R. Mnatsakanov, S. Lynch, S. M. Ransom, P. C. Freire et K. Belczynski, « YOUNG RADIO PULSARS IN GALACTIC GLOBULAR CLUSTERS », The Astrophysical Journal, vol. 742, no 1, , p. 12 pages (DOI10.1088/0004-637X/742/1/51, Bibcode2011ApJ...742...51B, lire en ligne [PDF])
↑H.B. Sawyer, « One Hundred and Thirty-Two New Variable Stars in Five Globular Clusters », Publications of the Dominion Astrophysical Observatory, vol. 7, , p. 121 (Bibcode1938PDAO....7..121S, lire en ligne [PDF])
↑J. Kaluzny, A. Olech et K. Z. Stanek, « Image-Subtraction Photometry of Variable Stars in the Field of the Globular Cluster NGC 6934 », The Astronomical Journal, vol. 121, no 3, , p. 1533-1550 (DOI10.1086/319411, lire en ligne [PDF])
↑M. A. Yepez, A. Arellano Ferro, S. Muneer et Sunetra Giridhar, « The variable star population in the globular cluster NGC 6934 », Revista mexicana de astronomía y astrofísica, vol. 54, no 1, , p. 22 pages (PDF)
↑Nicholas W Borsato, Sarah L Martell et Jeffrey D Simpson, « Identifying stellar streams in Gaia DR2 with data mining techniques », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 492, no 1, , p. 1370-1384 (DOIdoi.org/10.1093/mnras/stz3479, lire en ligne [html])
↑ ab et cJoel Pfeffer, Carmela Lardo, Nate Bastian, Sara Saracino et Sebastian Kamann, « The accreted nuclear clusters of the Milky Way », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 500, no 2, , p. 2514-2524 (DOI10.1093/mnras/staa3407, Bibcode2021MNRAS.500.2514P, lire en ligne [PDF])