Ответы:
Ответ зависит от того, что вы хотели бы считать «звездой». Если вы просто думаете о звездах в главной последовательности , то вы можете просто обратиться к классическим буквам звездного типа, « OBAFGKM » (который был сравнительно недавно расширен для размещения самых крутых коричневых карликов с буквами «LTY»), где О-звезды - самые горячие звезды (~ 30000 К), а Y-звезды - самые холодные, так называемые "комнатной температуры" (~ 300 К).
Самогравитирующие газообразные объекты не способны плавить дейтерий ниже примерно 13 масс Юпитера и, таким образом, просто постоянно разрушаются и охлаждаются (как в случае всех гигантских планет в нашей солнечной системе). Эти объекты могут быть холоднее 300 К, но технически они не являются звездами, поскольку они не подвергаются ядерному синтезу.
Для звезд, покидающих основную последовательность, два возможных исхода - белая карликовая звезда или нейтронная звезда , обе из которых рождаются чрезвычайно горячими: белые карлики рождаются с температурой поверхности ~ 10 ^ 9 К, тогда как нейтронные звезды рождаются с поверхностью температура ~ 10 ^ 12 К. Тем не менее, как белые карлики, так и нейтронные звезды охлаждаются с возрастом, причем самые холодные из известных белых карликов составляют ~ 3000 К, а нейтронные звезды охлаждаются до ~ 10 ^ 6 К.
Итак, чтобы ответить на первую часть вашего вопроса: самые холодные известные звезды - это Y-звезды (т.е. коричневые карлики), а самые горячие известные звезды - это или O-звезды, или молодые нейтронные звезды, в зависимости от того, рассматриваете ли вы объекты, покинувшие основную последовательность или не.
А что касается строгих нижних и верхних пределов, самые холодные из возможных звезд - это, вероятно, черные карлики , которыми становятся белые карлики после очень длительного охлаждения (> 10 ^ 15 лет). Самые горячие звезды - это, вероятно, недавно родившиеся нейтронные звезды, о которых я упоминал ранее, очень трудно получить намного больше, чем 10 ^ 12 К, потому что любая избыточная энергия уносится через нейтрино.
На этот вопрос уже есть очень хороший ответ, я просто хотел бы добавить несколько деталей.
http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBhistory.html
Здесь говорится, что, когда диаметр Вселенной составлял 10 ^ -33 см, ее температура составляла 10 ^ 32К. Следовательно, это должна быть абсолютная максимальная температура, достижимая в этой вселенной, и поэтому максимальная температура звезды должна быть ниже этой; очень интересно то, что Гильошон сказал выше, что нейтрино уносят избыточную энергию выше 10 ^ 12К.
Цвет звезды отдает ее температуру. Интересно отметить, что корона звезды, включая наше Солнце, может превышать миллион К, хотя температура поверхности нашей звезды составляет около 6000 К.
http://en.wikipedia.org/wiki/Corona
Кроме того, в звездных ядрах синтез водорода в гелий начинается при 3 млн. К, в то время как синтез углерода начинается при температуре свыше 500 млн. К, а для сравнения - при 2700 млн. К.
Самые горячие звезды - и здесь, я предполагаю, что «звезда» исключает звездные остатки, такие как белые карлики, нейтронные звезды и другие экзотические компактные объекты, - это, вероятно, звезды Вольфа-Райе , класс горячих звезд с дефицитом водорода, характеризующихся истощением водорода и заметные линии углерода, азота и кислорода. Массивные подтипы Населения I, вероятно, являются бывшими звездами главной последовательности О-типа с исключительно сильными звездными ветрами.
В ответе Гильошона упоминается, что у звезд O-типа часто температура поверхности составляет около 30 000 К. Многие, если не большинство, звезды Вольфа-Райе превышают ее на радикальные величины. Одними из самых горячих могут быть компоненты Wolf-Rayet для двоичных файлов AB7 и AB8 в Малом Магеллановом Облаке. У обоих есть обычные спутники O-типа, которые также очень горячие. Однако максимальные температуры для компонентов Вольфа-Райе могут составлять 105 000 К и 141 000 К, соответственно (здесь Википедия цитирует Shenar et al. (2016) ).
Теперь вот проблема. Общеизвестно, что трудно определить температуру звезд Вольфа-Райе с желаемой точностью. Почему? Ну, это в основном из-за их звездных ветров и высокой скорости потери массы. Части атмосферы и ветра являются оптически толстыми, что означает, что мы не можем обязательно наблюдать, где находится «поверхность», как обычно описывается в звездной астрофизике. Поэтому, давайте иметь в виду, что указанные температуры могут немного отличаться - хотя звезды Вольфа-Райе все еще довольно жарко, чем обычные звезды O-типа.
Самые горячие звезды, которые все еще сливаются в своих ядрах, - это звезды Вольфа-Райе, которые находятся на крайнем конце последовательности WC, соответственно классифицированные как звезды WO, которые показывают выдающиеся линии эмиссии кислорода. Самая горячая известная звезда - WR 102, которая имеет спектральный тип WO2 и температуру поверхности 210 000 Кельвинов.
WR 102, как полагают, имеет массу ~ 16,7 солнечных масс. Поскольку это высоко развитая звезда Вольфа-Райе, большая часть этой массы состоит из плавящегося ядра с очень тонким излучающим слоем, окружающим его. Для справки, порог для того, чтобы быть звездой O-типа, составляет около 16 солнечных масс, причем только доля этой массы составляет ядро слияния. Это означает, что WR 102, вероятно, начался с 50-60 масс Солнца в ZAMS.
На данный момент неизвестно, что именно производит звезду WO, является ли она эволюционной стадией, следующей за тем, чтобы стать звездой WC, или же она берет необычайную массивную звезду, которая идет прямо в WO после перехода через стадию WN. Число звезд WO, известных в настоящее время, состоит из одной цифры, поэтому еще многое предстоит узнать о звездах такого типа.