Відповіді:
Відповідь залежить від того, що ви хочете вважати "зіркою". Якщо ви просто думаєте про зірки в основній послідовності , то ви можете просто посилатися на класичні букви зоряного типу " OBAFGKM " (яке порівняно недавно було розширено для розміщення найкрутіших коричневих карликів з літерами "LTY"), де O-зірки - це найгарячіші зірки (~ 30 000 К), а Y-зірки - найхолодніші, так звані "кімнатні температури" (~ 300 K).
Самогравітаційні газоподібні об'єкти не здатні плавити дейтерій нижче приблизно 13 мас Юпітера і, таким чином, просто руйнуються і постійно охолоджуються (як це стосується всіх планет-гігантів нашої Сонячної системи). Ці об'єкти можуть бути холоднішими за 300 К, але технічно не є зірками, оскільки вони не піддаються ядерному синтезу.
Для зірок, які залишають основну послідовність, два можливі результати - це біла карликова зірка або нейтронна зірка , обидві вони народжуються надзвичайно гарячими: білі карлики народжуються з поверхневою температурою ~ 10 ^ 9 К, тоді як нейтронні зорі народжуються з поверхнею температури ~ 10 ^ 12 К. Однак і білі карлики, і нейтронні зірки охолоджуються в міру їх старіння, при цьому найхолодніші відомі білі карлики становлять ~ 3000 K, а нейтронні зірки охолоджуються до ~ 10 ^ 6 K.
Отже, щоб відповісти на першу частину вашого питання: Найхолодніші відомі зірки - це Y-зірки (тобто коричневі карлики), а найпопулярніші зірки - це О-зірки, або молоді нейтронні зірки, залежно від того, чи вважаєте ви об'єкти, які залишили основну послідовність чи ні.
Що ж стосується суворої нижньої та верхньої межі, то найхолодніші зірки - це, швидше за все, чорні карлики , якими є білі гноми після охолодження дуже довго (> 10 ^ 15 років). Найгарячіші зірки, швидше за все, новоспечені нейтронні зірки, про які я згадував раніше, дуже важко отримати набагато спекотніше, ніж 10 ^ 12 К, оскільки будь-яка надлишок енергії здійснюється через нейтрино.
На це питання вже є дуже хороша відповідь, я хотів би лише додати кілька деталей.
http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBhistory.html
Тут говориться, що коли Всесвіт був в діаметрі 10 ^ -33см, його температура становила 10 ^ 32К. Отже, це має бути абсолютна максимальна температура, яку можна досягти у цьому Всесвіті, і тому максимальна температура зірки повинна бути нижче цієї; Дуже цікаво, що Гіллошон сказав вище, що нейтрино переносять зайву енергію вище 10 ^ 12K.
Колір зірки віддає її температуру. Цікаво відзначити, що корона зірки, включаючи наше Сонце, може бути набагато більше мільйона К, хоча температура поверхні нашої зірки становить близько 6000 К.
http://en.wikipedia.org/wiki/Corona
Також у зоряних ядрах синтез водню в гелій починається від 3 млн. К, тоді як синтез вуглецю починається понад 500 млн. К, а синтез кремнію - для порівняння понад 2700 млн. К.
Найгарячіші зірки - і тут я припускаю, що "зірка" виключає зоряні залишки, такі як білі карлики, нейтронні зірки та інші екзотичні компактні об'єкти - це, швидше за все, зірки Вольфа-Рейєта , клас гарячих, водне-дефіцитних зірок, що характеризуються виснаженням водню. і помітні лінії вуглецю, азоту та кисню. Масивний підтип I Популяція, ймовірно, колишні зірки головної послідовності високого маси O типу з надзвичайно сильними зоряними вітрами.
У відповіді Гіллохона згадується, що зірки типу О часто мають температуру поверхні близько 30 000 К. Багато, якщо не більшість - зірок Вольфа-Рейєта перевищують їх за значними показниками. Деякі з найгарячіших можуть бути компоненти Вольфа-Райе довічних файлів АВ7 і AB8 , в Малій Магеллановій Хмарі. Обидва мають нормальних супутників типу O, які також надзвичайно гарячі. Однак максимальні температури для компонентів Wolf-Rayet можуть становити відповідно 105 000 К і 141 000 К (Вікіпедія цитує тут Шенар та ін. (2016) ).
Тепер ось проблема. Очевидно важко визначити температури зірок Вольфа-Рейєта до потрібної точності. Чому? Ну, це багато в чому через їх зоряний вітер і високі показники втрат маси. Частини атмосфери і вітри є оптично товстими, це означає, що ми не можемо обов'язково спостерігати, де лежить "поверхня", як це зазвичай описано в зоряній астрофізиці. Тому маємо на увазі, що перераховані температури можуть трохи знижуватися, хоча зірки Вольфа-Рейєта все ще досить жаркіші, ніж звичайні зірки типу O.
Найгарячіші зірки, які все ще зливаються в своїх сердечниках, - це зірки Вольфа-Реєта, які знаходяться на крайньому кінці послідовності туалету, відповідним чином класифіковані як зірки WO, які відображають видатні лінії викидів кисню. Найгарячіша відома зірка - WR 102, що має спектральний тип WO2 і температуру поверхні 210 000 кельвінів.
Вважається, що WR 102 має масу ~ 16,7 мас Сонця. Оскільки це дуже розвинена зірка Вольфа-Рейєта, більшість цієї маси складається з плавкого ядра з дуже тонким випромінюючим шаром, що оточує його. Для довідки, поріг бути зіркою типу "О" - це близько 16 сонячних мас, лише частина цієї маси є плавким ядром. Це означає, що WR 102, ймовірно, почався з близько 50-60 сонячних мас на ZAMS.
На даний момент невідомо, що саме виробляє зірку WO, чи це еволюційна стадія, яка є зіркою WC, або якщо вона потребує надзвичайної масивної зірки, яка прямує до WO після переходу через стадію WN. Кількість зірок WO, відомих на даний момент, є одноцифровими, тому ще багато чого можна дізнатися про такі зірки.