[en] An exoplanet is an astronomical object that orbits one or more stars different from the Sun and has a mass lower than that necessary to produce the thermonuclear fusion of deuterium. Among the variety of techniques implemented to discover these objects, one of the most reliable is the radial velocity (RV) method. This technique is based on measuring the Doppler effect experienced by the spectral lines of a star, searching for signals caused by the gravitational field of a planet. The search of low-mass exoplanets through this technique requires high-resolution spectrographs such as HARPS or CARMENES, that achieve an RV precision around 1 m/s, or ESPRESSO, which provides an improved RV precision up to 10 cm/s. The RV precision will determine the minimum amplitude of the planetary signals that can be detected by the instrument, and therefore, the mass of the possible planetary companions. The wavelength calibration of the spectrographs is key to take advantage of the resolution and stability of these instruments and thus be able to maximize the precision limit. Currently, the Laser Frequency Comb (LFC) is considered one of the most accurate calibration systems, providing a short-term repeatability of 1 cm/s through a regular pattern of spectral lines referred to an atomic clock. Regardless of the RV precision achieved, the detection of planetary signals is hampered by the short-term and long-term stellar activity signals. The former are caused by the stellar rotation along with the presence of spots and plages in the stellar surface, while the latter are related to the magnetic cycle of the star. The modeling and subtraction of these signals are fundamental to detect and characterize correctly the planetary signals, especially in M dwarfs, in which the periodicity of the short-term activity signals is compatible with the habitable zone of these stars, where liquid water could potentially exist on the surface of a planet. To distinguish which is the origin of the RV signals detected, different chromospheric activity indicators are used, along with relations between the stellar rotation and other properties of the star. In this thesis, we develop a calibration pipeline for the LFC in order to achieve the most precise wavelength solution possible. We compare the LFC results with those obtained by a ThAr lamp (the most commonly used calibration instrument) using more than nine thousand HARPS spectra from the LFC commissioning and previous testing campaigns. The pipeline includes an RV calculation module that allows the user to self-build Cross-Correlation Functions (CCFs) using different stellar masks. We perform an RV accuracy study comparing our results with those reported by NASA's Jet Propulsion Laboratory (JPL), and finally broaden the module's availability to other spectrographs. We contribute to the HADES (HArps-n red Dwarf Exoplanet Survey) and RoPES (Rocky Planets in Equatorial Stars) programs, which are focused on the search and characterization of rocky exoplanets with the ultimate goal of detecting Earth-like planets in the habitability zone. The first program is based on a sample of 79 M dwarfs observed with HARPS-N, while the second one contains a sample of 30 G- and K-type stars observed with HARPS-N and HARPS with the aim of taking advantage of the LFC features in this last spectrograph. We conducted a stellar activity study of the sample from both programs. The most prolifi c is the one carried out on Barnard's Star (the closest single star to the Solar system) based on a 15 yr dataset coming from eight different spectrographs and four photometric sources. We computed different activity indicators to characterize the rotation of the star (including its differential rotation) and its long-term magnetic cycle, both being key elements for the discovery of the first planetary companion detected around this star. The analyses of the remaining stars served to cross-correlate the detection of 33 new rotation signals and 18 new cycle signals within the M-type star sample. The detailed stellar activity analysis of the star sample considered in this thesis led to the discovery of a super-Earth around the M-dwarf GJ 740 using HARPS-N and CARMENES data. The planet has a minimum mass of 2.96 +0.50-0.48 Me, it is located at 0.029 +0.001-0.001 AU from its parent star, and presumably has a rocky composition. Additionally, we contributed to the detection of eight other new exoplanets around seven different stars from our sample: GJ 625 b, GJ 3942 b, Gl 15Ac, Gl 686 b, Gl 49 b, GJ 685 b, HD176986 b, and HD176986 c. The extremely high RV precision provided by the new-generation spectrograph ESPRESSO has expanded the limits to reach planetary signals with lower amplitudes. We combine ESPRESSO spectroscopy with K2 photometry to characterize the two-planet system orbiting the K2-38 star, in one of the first published works within the ESPRESSO GTO. We fi nd that K2-38 b is an iron-rich super-Earth with a size of 1.54+-0.14 Re and a mass of 7.3 +1.1-1.0 Me (and therefore, one of the greatest densities reported to date) while K2-38 c is a rocky sub-Neptune with an H2 envelope that has a 2.29+-0.26 Re and a mass of 8.3 +1.3 Me. Each planet is located on each side of the radius valley (a region that lacks detected planets because of photoevaporation effects) due to the different irradiation levels and evaporation processes that they are exposed to, along with core-powered mass-loss mechanisms.

[es] Un exoplaneta es un objeto astron´omico que orbita una o m´as estrellas diferentes al Sol y tiene una masa menor a la necesaria para producir la fusi´on termonuclear del deuterio. Entre la variedad de t´ecnicas que se han implementado para descubrir estos objetos, una de las m´as fiables es el m´etodo de velocidad radial (RV). Esta t´ecnica se basa en medir el efecto Doppler que experimentan las l´ıneas espectrales de una estrella, buscando se˜nales provocadas por el campo gravitatorio de un planeta. La b´usqueda de exoplanetas de baja masa mediante esta t´ecnica requiere espectr´ografos de alta resoluci´on como HARPS o CARMENES, que alcancen una precisi´on en RV en torno o superior a 1 m s−1 , o ESPRESSO, que proporciona una precisi´on en RV mejorada de hasta 10 cm s−1 . La precisi´on en RV determinar´a la amplitud m´ınima de las se˜nales planetarias que se puedan detectar con el instrumento y, por tanto, la masa de los posibles compa˜neros planetarios. La calibraci´on en longitud de onda de los espectr´ografos es clave para aprovechar la resoluci´on y estabilidad de estos instrumentos y as´ı poder maximizar la precisi´on l´ımite. Actualmente, el Laser Frequency Comb (LFC) es considerado uno de los sistemas de calibraci´on m´as precisos, ya que proporciona una repetibilidad a corto plazo de 1 cm s−1 a trav´es de un patr´on regular de l´ıneas espectrales referidas a un reloj at´omico. Independientemente de la precisi´on en RV alcanzada, la detecci´on de se˜nales planetarias se ve obstaculizada por las se˜nales de actividad estelar a corto y largo plazo. Las primeras son provocadas por la rotaci´on estelar as´ı como la presencia de manchas y plagas en la superficie estelar, mientras que las segundas est´an relacionadas con el ciclo magn´etico de la estrella. El modelado y sustracci´on de estas se˜nales son fundamentales para detectar y caracterizar correctamente las se˜nales planetarias, especialmente en enanas rojas, en las que la periodicidad de las se˜nales de actividad a corto plazo es compatible con la zona habitable de estas estrellas, donde potencialmente podr´ıa existir agua l´ıquida en la superficie de un planeta. Para distinguir cu´al es el origen de las se˜nales detectadas en RV se utilizan distintos indicadores de actividad cromosf´erica, as´ı como relaciones entre la rotaci´on estelar y otras propiedades de la estrella. En esta tesis desarrollamos una pipeline de calibraci´on para el LFC con el fin de alcanzar la soluci´on de longitud de onda m´as precisa posible. Comparamos los resultados del LFC con los obtenidos por una l´ampara ThAr (el instrumento de calibraci´on m´as utilizado) usando m´as de nueve mil espectros de HARPS provenientes del commissioning del LFC y de campa˜nas de prueba anteriores. La pipeline incluye un m´odulo para el c´alculo de RV que permite al usuario autoconstruir funciones de correlaci´on cruzada (CCF) utilizando diferentes m´ascaras estelares. Realizamos un estudio de precisi´on de RV comparando nuestros resultados con los reportados por el Jet Propulsion Laboratory (JPL) de la NASA, y finalmente ampliamos la disponibilidad del m´odulo a otros espectr´ografos. Contribuimos a los programas HADES (HArps-n red Dwarf Exoplanet Survey) y RoPES (Rocky Planets in Equatorial Stars), los cuales se centran en la b´usqueda y caracterizaci´on de exoplanetas rocosos con el objetivo final de detectar planetas similares a la Tierra en la zona de habitabilidad. El primer programa se basa en una muestra de 79 enanas M observada con HARPSN, mientras que el segundo contiene una muestra de 30 estrellas de tipo G y K observada con HARPS-N y HARPS con el objetivo de aprovechar las caracter´ısticas del LFC en este ´ultimo espectr´ografo. Realizamos un estudio de actividad estelar de la muestra de ambos programas. El m´as prol´ıfico es el llevado a cabo sobre la estrella de Barnard (la estrella individual m´as cercana al sistema Solar) basado en un conjunto de datos de 15 a˜nos procedente de ocho espectr´ografos diferentes y cuatro fuentes fotom´etricas distintas. Calculamos diferentes indicadores de actividad para caracterizar la rotaci´on de la estrella (incluyendo su rotaci´on diferencial) y su ciclo magn´etico a largo plazo, siendo ambos elementos clave para el descubrimiento del primer planeta detectado alrededor de esta estrella. Los an´alisis de las estrellas restantes sirvieron para confirmar la detecci´on de 33 nuevas se˜nales de rotaci´on y 18 nuevas se˜nales de ciclo dentro de la muestra de estrella tipo M. El an´alisis detallado de actividad estelar de la muestra de estrellas consideradas en esta tesis llev´o al descubrimiento de una s´uper-Tierra alrededor de la enana roja GJ 740 usando de datos de HARPS-N y CARMENES. El planeta tiene una masa m´ınima de 2.96 +0.50 −0.48 M⊕, se encuentra ubicado a 0.029 +0.001 −0.001 AU de su estrella progenitora y presumiblemente tiene una composici´on rocosa. Adicionalmente, contribuimos a la detecci´on de otros ocho nuevos exoplanetas alrededor de siete estrellas diferentes de nuestra muestra: GJ 625 b, GJ 3942 b, Gl 15 A c, Gl 686 b, Gl 49 b, GJ 685 b, HD 176986 b y HD 176986 c. La precisi´on extremadamente alta en RV proporcionada por el espectr´ografo de nueva generaci´on ESPRESSO ha expandido los l´ımites para alcanzar se˜nales planetarias de amplitud baja. Combinamos la espectroscopia de ESPRESSO con la fotometr´ıa de K2 para caracterizar el sistema de dos planetas que orbita la estrella K2-38, en uno de los primeros trabajos publicados dentro del GTO de ESPRESSO. Encontramos que K2-38 b es una s´uper-Tierra rica en hierro con un tama˜no de 1.54 ± 0.14 R⊕ y una masa de 7.3 +1.1 −1.0 M⊕ (y por lo tanto, una de las densidades planetarias m´as grandes reportadas hasta la fecha), mientras que K2-38 c es un sub-Neptuno rocoso con una envoltura de H2 que tiene 2.29 ± 0.26 R⊕ y una masa de 8.3 +1.3 −1.3 M⊕. Cada planeta est´a ubicado a cada lado del radius valley (una regi´on que carece de planetas detectados debido a efectos de fotoevaporaci´on) por los diferentes niveles de irradiaci´on y procesos de evaporaci´on a los que est´an expuestos, junto con otros mecanismos de p´erdida de masa.