Температура звёзды это само по себе непростое понятие. Она зависит от температуры в недрах; проницаемости внутренних сфер звёзды, которых несколько и с разным принципом переноса энергии; скорости вращения звёзды; силы и структуры магнитного поля (например, сильное многополярное магнитное поле поле может "заваливать" излучение излучение, "прятать" её высокую температуру); а также от наличия вещества около звезды (аккреция вещества на звезду может вносить огромный вклад в наблюдаемый спектр). То есть две довольно разные звезды могут "выглядеть" как звёзды с одинаковой температурой.
Так как о решительном большинстве звёзд их внутреннее устройство совершенно неизвестно, судить можно только о температуре снаружи, которая по наблюдениям связана со спектральным классом и светимостью.
Нижний предел, около 700К, у коричневых карликов (классы L,T,Y) определяется тем, что это остывающие остатки старых небольших звёзд (с массой меньше 1M☉). То есть этот предел определяется маленькой массой, и недостатком топлива для поддержания термоядерных реакций в недрах. И тут вопрос терминологии что мы еще считаем звездой, а что просто горячим телом, которое больше излучает, чем поглощает.
Верхний предел, около 60000К, (класс О) определяется большой массой звезды порядка сотен M☉, которая обуславливает высокое давление и температуру в недрах.
Тела (образования) еще большей массы по-видимому перестают быть звёздами (не существуют как звёзды), возможно коллапсируют в чёрные дыры. Дело в том, что жизнь звезды - это баланс между гравитацией, которая сжимает звезду и давлением, которое возникает из-за термоядерных реакций в недрах. (Заметный вклад в это равновесие может еще вкладывать вращение.)
Отдельного внимания заслуживают нейтронные звёзды (точнее компактные объекты) - у них другие пределы температур. Они существуют на грани между звездой и чёрной дырой. Это широкий класс очень разных объектов (нейтронные звёзды, пульсары, радиопульсары, магнетары и т.д.). Они имеют небольшую массу (сравнимую с 1M☉) потому что являются недоколлапсировавшими остатками после взрыва звёзд. Их температура является еще более сложным понятием. У них всё на пределе: плотность не позволяет понять что это за вещество в недрах, магнитное поле может быть чудовищным, а вращение таким, что на поверхности нельзя не учитывать релятивистские эффекты. Не вдаваясь в многочисленные детали, верхний предел температуры в момент образования нейтронной звезды (по результатам моделирования) имеет порядок 10¹¹K.
Впрочем, букву К тут можно не писать. При таких значениях совершенно не важно в кельвинах ли эта температура, или по Цельсию.