本博士论文是对我博士期间研究工作的总结，主体部分是脉冲星计时，其中包括三个研究工作:1、脉冲星计时在探测单一引力波源的应用;2、用脉冲星的磁倾角演化来解释脉冲星的计时噪声;3、提出一种新方法，用脉冲星计时来研究超过传统方法频率上限的引力波源。　　在第一部分，我们利用脉冲星PSR B1937+21的高频次计时观测结果搜寻引力波单源。我们的主要数据来自Jodrell Bank天文台的Lovell望远镜，观测日期是从2011年6月至2013年5月。平均而言，两次观测的间隔仅为一天。这样的高频次观测使得我们对引力波的可探测频率范围扩展到了4.98×10-6 Hz，扩展了脉冲星计时方法的适用范围。同时我们还利用了Westerbork综合射电望远镜(Westerbork Synthesis Radio Telescope)的三个波段的数据来修正星际介质的色散效应和含时散射。可以看到，修正后的计时残差中存在一个未知结构，这个结构的幅度约为150ns，对应于功率谱上的频率为3.4yr-1.我们不认为这个结构是引力波信号，或者来自小行星伴星等，因为这个结构并非贯穿整个观测时间跨度。因此我们认为这个结构来自脉冲星自身的转动不稳定性，即红噪音的体现。在除掉这个噪音成分之后，我们给出了引力波单源的强度上限:在频率v=10-7 Hz处，当引力波的位置与极化方向为随机时hs≤1.53×10-11;而当引力波源的位置和极化方向为最优时，hs≤4.99×10-14.　　在第二部分，我们研究了脉冲星计时红噪声的一种可能的起源:脉冲星磁倾角x演化。我们考虑的制动力矩来自磁偶极辐射与电流损失的结合。我们发现x的演化会在计时残差中引入额外的三次和四次多项式成分。这两项受以下因素决定:1、磁偶极辐射的效率;2、脉冲星管(pulsar tube)中的相对电流强度;3、磁倾角。用这个模型可以解释下列观测现象:(a)年轻脉冲星(v)＞0;(b)年老脉冲星(v)既可以大于零也可以小于零;(c)(v)的绝对值与-(v)成正比;(d)制动指数和脉冲星的特征年龄成正比;如果x的演化仅仅来自脉冲星的进动，则它不能解释制动指数小于3的脉冲星。这种情况需要磁场自身发生变化。把此模型与观测相比较，我们得出结论:x的偏移方向在脉冲星的一生中会有多次改变。而x的演化不足以解释蟹状星云脉冲星(Crab pulsar)的自转行为，因为观测到的x与(x)与用此模型结合观测的计时残差计算出的不一致。　　在第三部分里，我们试图解决这样一个问题:脉冲星计时能探测的引力波频率不能高于观测的Nyquist频率。引力波一旦超过这个频率后，计时残差里就不会留下时间相关的结构，而是留下白噪声。引力波导致的白噪声的方差是脉冲星和引力波相对位置的函数。我们提出，通过观察这种独特的函数我们可以探测高于Nyquist频率的引力波，我们称这种引力波为“超Nyquist频率引力波”。我们用模拟数据来展示此方法的可行性。我们从PPTA DR1和NANOGrav的公开数据中挑选出一个引力波阵列，试图找到超Nyquist频率引力波信号。结果在65.6％的概率水平上与无引力波一致。我们也画出了所选出的脉冲星阵列对超Nyquist频率引力波的敏感度天图。引力波源在以下位置时，我们的脉冲星阵列对其最敏感:λs=-0.82，αs=-1.03(rad);对应的引力波强度是在f=1×10-5 Hz处h=6.31×10-11.　　除主体内容之外，本论文也总结了本人博士期间的其他研究工作，即对广义相对论中Birkhoff定理的研究。在这个工作中我们指出人们对Birkhoff定理普遍存在误用，即认为球对称质量分布的物质对其内部真空区域没有引力作用。我们对爱因斯坦场方程(Einstein Field Equation)求精确解，表明外部的球对称物质对内部真空区域的度规有影响，并展示了在一个特定的情形下，误用的Birkhoff定理产生的结果与正确使用结果之间的差异。