Ce mémoire présente différents aspects du programme expérimental WA89 consacré à la spectroscopie des hadrons charmés et étranges et charmés, en utilisant un faisceau d'hypérons, et le spectromètre Oméga du hall ouest au CERN. Après avoir abordé des éléments de la physique du charme, les méthodes utilisées pour identifier, en ligne (trigger) et hors ligne (filtre d'événements) les particules Λ0 issus de la désintégration du charme sont détaillées. L'identification des mésons Ds dans les données est ensuite exposé ainsi qu'une estimation de la section efficace de production des mésons étranges et charmés.

Dans ce travail, nous caractérisons la production des baryons multi-étranges Xi et Omega dans des collisions Au+Au produites au RHIC où l'on attend l'éventuelle formation d'une matière de quarks et de gluons déconfinés (QGP). Nous analysons avec l'expérience STAR les collisions obtenues à une énergie de 62 GeV, intermédiaire entre celle atteinte au SPS (17 GeV) et l'énergie nominale du RHIC (200 GeV). Les spectres en impulsions transverses, les taux de production et l'écoulement elliptique sont mesurés avec différentes méthodes permettant une estimation pertinente des incertitudes systématiques. Ces résultats sont comparés à des modèles statistiques et hydrodynamiques que nous avons adaptés à l'énergie de 62 GeV. Les propriétés chimiques et dynamiques du milieu ainsi obtenues indiquent la formation d'un milieu au moins partiellement thermalisé et suggèrent la formation d'un état comparable à 62 GeV et à 200 GeV.

Les étoiles à neutrons sont parmi les objets les plus extrêmes dans l'univers. Elles sont des étoiles compactes, nées à la suite d'une explosion de supernova gravitationnelle, au point final de l'évolution stellaire. Le champ gravitationnel y est très fort, et la matière à l'intérieur atteint des densités extrêmement élevées. Elles sont donc des "laboratoires" prometteurs, non seulement pour tester le régime de champ fort en relativité générale, mais aussi pour en apprendre davantage sur la physique nucléaire à haute densité, qui actuellement ne peut pas être reproduit avec des expériences terrestres. Ainsi, les étoiles à neutrons nous permettent d'adresser des questions telles que l'existence éventuelle de particules autres que nucléons à haute-densité. À cause de la naissance violente de ces objets, les étoiles à neutrons très jeunes, que l'on appelle proto-étoiles à neutrons, sont également très chaudes, et souvent en rotation différentielle rapide. Dans cette thèse nous avons pour but de développer un modèle stationnaire d'une telle proto-étoile à neutrons.Ainsi, nous présentons une nouvelle méthode pour calculer numériquement les équations d'équilibre d'un fluide parfait relativiste, axisymétrique et stationnaire, en rotation différentielle et à température finie, valable pour une équation d'état réaliste. Nous présentons en détail le code (accessible au public) développé. Nous avons appliqué ce code avec des nouvelles équations d'état réalistes à température finie, basée sur une théorie relativiste du champ moyen, en incluant tous les degrés de liberté hyperoniques. Nous avons calculé des modèles relativistes stationnaires de proto-étoiles à neutrons en rotation différentielle rapide. Nous allons discuter les applications de nos modèles pour explorer plus en détail la physique de ces objets. / Neutron stars are among the most extreme objects in the universe. They are compact stars born as the aftermath of a core-collapse supernova explosion, at the endpoint of stellar evolution, with a strong gravitational field, and extremely high densities. They are therefore promising 'laboratories', not only to test the strong-field regime of general relativity, but also to learn about nuclear physics in the high density regime, which presently is not accessible in earth based experiments. This allows to address questions such as the possible existence of particles other than nucleons at high-densities. As a consequence of the violent birth of these objects, new-born (proto-)neutron stars are extremely hot and, in general, rapidly rotating, which raises interesting problems in the task of developing a stationary model of such objects.In this thesis, we present a new self-consistent method to numerically compute the equilibrium equations of stationary axisymmetric relativistic (differentially) rotating perfect fluids at finite temperature, with a realistic equation of state. We introduce in detail the (publicly available) code in which we implemented the described numerical scheme. We use newly developed realistic equations of state with finite temperature, which are based on density dependent relativistic mean field theory, and in which all hyperonic degrees of freedom are included, to compute realistic stationary relativistic models of rapidly differentially rotating proto-neutron stars. We discuss future applications of our code for further exploring the physics of proto-neutron stars.