Odpowiedzi:
Odpowiedź zależy od tego, co chcesz uznać za „gwiazdę”. Jeśli myślisz tylko o gwiazdach w głównej sekwencji , możesz po prostu odnieść się do klasycznych liter typu gwiazdowego „ OBAFGKM ” (który został stosunkowo niedawno rozszerzony, aby pomieścić najfajniejsze brązowe karły z literami „LTY”), gdzie Gwiazdy O są najgorętszymi gwiazdami (~ 30 000 K), a gwiazdy Y są najzimniejszymi, tak zwanymi gwiazdami o temperaturze pokojowej (~ 300 K).
Samograwitacyjne, gazowe obiekty nie są w stanie stopić deuteru poniżej około 13 mas Jowisza, a zatem po prostu zapadają się i nieustannie chłodzą (jak ma to miejsce w przypadku wszystkich gigantycznych planet w naszym Układzie Słonecznym). Obiekty te mogą być zimniejsze niż 300 K, ale technicznie nie są gwiazdami, ponieważ nie ulegają fuzji jądrowej.
W przypadku gwiazd, które opuszczają główną sekwencję, dwa możliwe wyniki to gwiazda białego karła lub gwiazda neutronowa , z których oba rodzą się niezwykle gorąco: białe karły rodzą się przy temperaturach powierzchni ~ 10 ^ 9 K, podczas gdy gwiazdy neutronowe rodzą się z powierzchnią temperatury ~ 10 ^ 12 K. Jednak zarówno białe karły, jak i gwiazdy neutronowe stygną wraz z wiekiem, przy czym najzimniejsze znane białe karły wynoszą około 3000 K, a gwiazdy neutronowe schładzają się do ~ 10 ^ 6 K.
Aby odpowiedzieć na pierwszą część pytania: najzimniejsze znane gwiazdy to gwiazdy Y (tj. Brązowe karły), a najgorętsze znane gwiazdy to gwiazdy O lub młode gwiazdy neutronowe, w zależności od tego, czy rozważasz obiekty, które opuściły główną sekwencję albo nie.
A jeśli chodzi o ścisłe dolne i górne granice, najzimniejszymi możliwymi gwiazdami są prawdopodobnie czarne karły , którymi właśnie stają się białe karły po ochłodzeniu przez bardzo długi czas (> 10 ^ 15 lat). Najgorętsze gwiazdy to prawdopodobnie nowo narodzone gwiazdy neutronowe, o których wcześniej wspomniałem, bardzo trudno jest uzyskać znacznie wyższą temperaturę niż 10 ^ 12 K, ponieważ wszelka nadwyżka energii jest przenoszona przez neutrina.
To pytanie ma już bardzo dobrą odpowiedź, chciałbym tylko dodać kilka szczegółów.
http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBhistory.html
Mówi się tutaj, że gdy wszechświat miał średnicę 10 ^ -33 cm, jego temperatura wynosiła 10 ^ 32 K. Dlatego powinna to być absolutna maksymalna temperatura osiągalna w tym wszechświecie, a więc maksymalna temperatura gwiazdy powinna być niższa niż ta; bardzo interesujące, co powiedział Guillochon powyżej, że neutrina niosą nadwyżkę energii powyżej 10 ^ 12K.
Kolor gwiazdy oddaje jej temperaturę. Warto zauważyć, że korona gwiazdy, w tym naszego Słońca, może wynosić znacznie ponad milion K, mimo że temperatura powierzchni naszej gwiazdy wynosi około 6000 K.
http://en.wikipedia.org/wiki/Corona
Również w rdzeniach gwiazdowych fuzja wodoru z helem rozpoczyna się od 3 milionów K, podczas gdy fuzja węglowa zaczyna się od ponad 500 milionów K, a fuzja krzemu zaczyna się od ponad 2700 milionów K dla porównania.
Najgorętsze gwiazdy - i tutaj zakładam, że „gwiazda” wyklucza gwiezdne pozostałości, takie jak białe karły, gwiazdy neutronowe i inne egzotyczne zwarte obiekty - są prawdopodobnie gwiazdami Wolfa-Rayeta , klasą gorących gwiazd z niedoborem wodoru charakteryzujących się wyczerpywaniem wodoru i zauważalne linie węgla, azotu i tlenu. Masywny podtyp Populacji I to prawdopodobnie byłe gwiazdy o dużej masie sekwencji głównej typu O o wyjątkowo silnych wiatrach gwiezdnych.
Odpowiedź Guillochona wspomina, że gwiazdy typu O często mają temperaturę powierzchni około 30 000 K. Wiele, jeśli nie większość, gwiazd Wolfa-Rayeta przekracza tę temperaturę o drastyczne ilości. Niektóre z najgorętszych mogą być komponentami binariów AB7 i AB8 Wolfa-Rayeta w Małym Obłoku Magellana. Oba mają normalnych towarzyszy typu O, które są również wyjątkowo gorące. Jednak maksymalne temperatury dla komponentów Wolfa-Rayeta mogą wynosić odpowiednio 105 000 K i 141 000 K (Wikipedia cytuje Shenar i wsp. (2016) tutaj).
Oto problem. Niezwykle trudno jest określić temperatury gwiazd Wolfa-Rayeta z pożądaną dokładnością. Dlaczego? Cóż, jest to głównie spowodowane ich gwiezdnymi wiatrami i wysokimi wskaźnikami strat masy. Części atmosfery i wiatry są optycznie grube, co oznacza, że niekoniecznie musimy obserwować, gdzie leży „powierzchnia”, jak zwykle opisuje się w gwiezdnej astrofizyce. Dlatego pamiętajmy, że podane temperatury mogą nieco się obniżyć - chociaż gwiazdy Wolfa-Rayeta są wciąż wyraźnie gorętsze niż normalne gwiazdy typu O.
Najgorętsze gwiazdy, które wciąż się stapiają w swoich rdzeniach, to gwiazdy Wolfa-Rayeta, które znajdują się na skrajnym końcu sekwencji WC, odpowiednio sklasyfikowane jako gwiazdy WO, które wykazują wyraźne linie emisji tlenu. Najgorętszą znaną gwiazdą jest WR 102, która ma typ widmowy WO2 i temperaturę powierzchni 210 000 kelwinów.
Uważa się, że WR 102 ma masę ~ 16,7 mas Słońca. Ponieważ jest to wysoko rozwinięta gwiazda Wolfa-Rayeta, większość tej masy składa się z rdzenia topliwego z otaczającą go bardzo cienką warstwą radiacyjną. Dla porównania, próg bycia gwiazdą typu O wynosi około 16 mas Słońca, a zaledwie ułamek tej masy stanowi rdzeń topliwy. Oznacza to, że WR 102 prawdopodobnie zaczął od około 50-60 mas Słońca w ZAMS.
W tym momencie nie wiadomo, co dokładnie wytwarza gwiazdę WO, czy jest to etap ewolucyjny po byciu gwiazdą WC, czy też wymaga niezwykłej masy masywnej, która przechodzi bezpośrednio do WO po przejściu przez etap WN. Liczba znanych obecnie gwiazd WO jest w postaci pojedynczych cyfr, więc wciąż jest wiele do nauczenia się o tego rodzaju gwiazdach.