La temperatura efectiva (T_eff) de una estrella es la temperatura de su superficie visible. Esta es mucho más baja, en comparación, con las temperaturas que se alcanzan en el núcleo, fuente generadora de la energía que radía la estrella, así mismo también es superada por la enrarecida corona donde el tenue gas ionizado se mueve a altísimas velocidades impulsado por el campo magnético solar y las ondas de choque convectivas. Pero ambas capas son invisibles de forma directa. Así, el color de una estrella indica su temperatura efectiva a través del espectro desde las frías estrellas rojas de tipo espectral M que radían sobretodo en el infrarojo hasta las inmensas estrellas azules que tienen su pico de radiación en el ultravioleta. La temperatura efectiva de una estrella indica la cantidad de calor que la estrella radía por unidad de superficie. Yendo de las superficies más calientes hasta las más frías hay una serie de tipos espectrales que las clasifican. O, B, A, F, G, K y M. La temperatura efectiva de la superficie de una estrella irónicamente es idéntica a la temperatura de cuerpo negro.

En la física del estado sólido, la masa efectiva de una partícula es la masa que parece tener en un cristal según el modelo semiclásico de transporte. Parece ser que, bajo ciertas condiciones, los electrones y los huecos de un cristal se comportan a campos magnéticos y eléctricos como si estuvieran libres en el vacío pero con una masa diferente.