回答:
答えは、「スター」として何を考えたいかによって異なります。メインシーケンスの星について考えている場合は、古典的な星型の文字「OBAFGKM」（比較的最近拡張され、文字「LTY」を持つ最もクールな褐色 d星に対応する）を参照できます。O-星は最も熱い星（〜30,000 K）、Y-星は最も寒い、いわゆる「室温」星（〜300 K）です。
自己重力のガス状物体は、約13個の木星質量以下で重水素を融合することができないため、単純に崩壊して永久に冷却されます（太陽系のすべての巨大惑星の場合）。これらの物体は300 Kよりも低温かもしれませんが、核融合を受けないため技術的には星ではありません。
メインシーケンスを離れる星の場合、2つの可能性のある結果は白色d星または中性子星です。どちらも非常に高温で生まれます。白色：星は表面温度が約10 ^ 9 Kで生まれ、中性子星は表面で生まれますただし、白色d星と中性子星はともに年齢とともに冷却され、最も冷たい既知の白色d星は〜3,000 K、中性子星は〜10 ^ 6 Kに冷却されます。
あなたの質問の最初の部分に答えるために：最も冷たい既知の星はY星（すなわち褐色d 星）であり、最もホットな既知の星はO星または若い中性子星のいずれかです。か否か。
また、厳密な下限と上限については、最も冷たい星はおそらく黒い likely星であり、これは非常に長い時間（> 10 ^ 15年）冷却した後に白色d星になります。最も熱い星は、以前に私が言及した新生中性子星である可能性があります。過剰なエネルギーはニュートリノを介して運び去られるため、10 ^ 12 Kよりもはるかに高温になることは非常に困難です。
この質問にはすでに非常に良い答えがあります。いくつかの詳細を追加したいと思います。
http://www.astro.ucla.edu/~wright/BBhistory.html
ここで、宇宙の直径が10 ^ -33cmのとき、その温度は10 ^ 32Kだったと言います。したがって、それはこの宇宙で到達可能な絶対最高温度でなければならず、星の最高温度はそれ以下でなければなりません。ニュートリノは10 ^ 12Kを超える過剰なエネルギーを運び去るというギロチョンの言ったことは非常に興味深い。
星の色はその温度を与えます。私たちの太陽を含む星のコロナは、たとえ私たちの星の表面温度が約6000 Kであっても、100万Kをはるかに超えることがあることに注意するのは興味深いことです。
http://en.wikipedia.org/wiki/Corona
また、恒星コアでは、ヘリウムへの水素核融合は300万Kで始まり、炭素核融合は5億K以上で始まり、シリコン核融合は27億K以上で始まります。
最もホットな星-可能性があります-ここには、私はそのような白色矮星、中性子星、および他のエキゾチックなコンパクトなオブジェクトなどの「スター」を除外恒星の残骸があることを前提とウルフ・レイエの星は、水素の枯渇によって特徴付けホット、水素欠乏星のクラス顕著な炭素、窒素、酸素ライン。集団Iの大規模なサブタイプは、非常に強い恒星風のあるO型の高質量主系列星です。
ギヨションの答えは、O型星の表面温度は約30,000 Kであることが多いと述べています。ほとんどではないにしても、ウルフ-レイエット星はそれを大幅に超えています。最もホットなのは、小マゼラン雲のバイナリAB7およびAB8のWolf-Rayetコンポーネントです。どちらも通常のO型コンパニオンがあり、これも非常に高温です。ただし、Wolf-Rayetコンポーネントの最大温度は、それぞれ105,000 Kと141,000 Kです（WikipediaはShenar et al。（2016）を引用しています）。
さて、ここに問題があります。Wolf-Rayetの星の温度を望みの精度で決定することは難しいことで有名です。どうして？まあ、それは主に彼らの恒星風と高い質量損失率のためです。大気と風の一部は光学的に厚いため、恒星の天体物理学で通常説明されている「表面」がどこにあるかを必ずしも観察することはできません。したがって、リストされている温度は少しずれている可能性があることに留意してください-ただし、Wolf-Rayetの星は、通常のO型の星よりも明らかに非常に高温です。
コアでまだ融合している最もホットな星は、WCシーケンスの最端にあるWolf-Rayet星で、WO星として適切に分類され、顕著な酸素輝線を示します。最もホットな既知の星はWR 102で、スペクトルタイプはWO2で、表面温度は210,000ケルビンです。
WR 102の質量は約16.7太陽質量と考えられています。これは高度に進化したウルフ-レイエット星であるため、この質量の大部分は、非常に薄い放射層を取り巻く融合コアで構成されています。参考までに、O型星であるためのしきい値は約16の太陽質量であり、その質量のほんの一部が融合コアです。これは、おそらくWR 102がZAMSでおよそ50〜60の太陽質量で始まったことを意味します。
この時点で、WCスターになった後の進化段階であるか、WNステージを経てWOに直行する並外れた巨大な星を取るかどうか、WOスターを正確に生成するものは不明です。現在知られているWOの星の数は1桁であるため、これらの種類の星について学ぶべきことはまだたくさんあります。