输入部分：将信号电荷引入到CCD的第一个转移栅极下的势阱中，称为电荷注入。

在CCD栅极上施加按一定规律变化、大小超过阈值的电压，则在半导体表面形成不同深浅的势阱。势阱 用于存储信号电荷，其深度同步于信号电压变化，使阱内信号电荷沿半导体表面传输，最后从输出二极管送出视频信号。为了实现电荷的定向转移，在CCD的 MOS阵列上划分成以几个相邻MOS电荷为一单元的循环结构。一位CCD中含的MOS个数即为CCD的像素。

光注入：用于摄像机。用光敏元件代替输入二极管。当光照射CCD硅片时，在栅极附近的半导体体内产生电子—空穴对，其多数载流子被栅极电压排开，少数载流子则被收集在势阱中形成信号电荷。

含格状排列像素的CCD应用于数码相机、光学扫描仪与摄影机的感光组件。其光效率可达70%（能捕捉到70%的入射光），优于传统软片的2%，因此CCD迅速获得天文学家的大量采用。

视频经透镜成像于电容阵列表面后，依其亮度的强弱在每个电容单位上形成强弱不等的电荷。传真机或扫描仪用的线性CCD每次捕捉一细长条的光影，而数码相机或摄影机所用的平面式CCD则一次捕捉一整张视频，或从中截取一块方形的区域。一旦完成曝光的动作，控制电路会使电容单元上的电荷传到相邻的下一个单元，到达边缘最后一个单元时，电信号传入放大器，转变成电位。如此周而复始，直到整个视频都转成电位，取样并数字化之后存入存储器。存储的视频可以发送到打印机、存储设备或显示器。经冷冻的CCD同时在1990年代初亦广泛应用于天文摄影与各种夜视设备，而各大型天文台亦不断研发高像数CCD以拍摄极高解像之天体照片。

CCD在天文学方面有一种奇妙的应用方式，能使固定式的望远镜发挥有如带追踪望远镜的功能。方法是让CCD上电荷读取和移动的方向与天体运行方向一致，速度也同步，以CCD导星不仅能使望远镜有效纠正追踪误差，还能使望远镜记录到比原来更大的视场。

一般的CCD大多能感应红外线，所以派生出红外线视频、夜视设备、零照度（或趋近零照度）摄影机/照相机等。因室温下的物体会有红外线的黑体辐射效应，为了减低红外线干扰，天文用CCD常以液态氮或半导体冷却。CCD对红外线的敏感度造成另一种效应，各种配备CCD的数码相机或录影机若没加装红外线滤镜，很容易拍到遥控器发出的红外线。降低温度可减少电容阵列上的暗电流，增进CCD在低照度的敏感度，甚至对紫外线和可见光的敏感度也随之提升（信噪比提高）。

温度噪声、暗电流（dark current）和宇宙辐射都会影响CCD表面的像素。天文学家利用快门的开阖，让CCD多次曝光，取其平均值以缓解干扰效应。为去除背景噪声，要先在快门关闭时取视频信号的平均值，即为“暗框”（dark frame）。然后打开快门，获取视频后减去暗框的值，再滤除系统噪声（暗点和亮点等等），得到更清晰的细节。

天文摄影所用的冷却CCD照相机必须以接环固定在成像位置，防止外来光线或震动影响；同时亦因为大多数视频平台生来笨重，要拍摄星系、星云等暗弱天体的视频，天文学家利用“自动导星”技术。大多数的自动导星系统使用额外的不同轴CCD监测任何视频的偏移，然而也有一些系统将主镜接驳在拍摄用之CCD相机上。以光学设备把主镜内部分星光加进相机内另一颗CCD导星设备，能迅速侦测追踪天体时的微小误差，并自动调整驱动马达以矫正误差而不需另外设备导星。

近年来，利用互补金属氧化物半导体的制程，已能制造实用的主动像素感测器（Active Pixel Sensor）。CMOS是所有硅芯片制作的主流技术，CMOS感光组件不但造价低廉，也能将信号处理电路集成在同一部设备上。CCD则有助于滤除背景噪声，因为CMOS比CCD更容易受噪声干扰。这部分的困扰现已渐渐解决，这要归功于使用个别像素的低级放大器取代用于整片CCD阵列的单一高阶放大器。CMOS感光组件跟CCD相比，耗电量较低，数据传输亦较快。于高分辨率数字摄影机与数码相机，尤其是片幅规格较大的数字单反相机更常见到CMOS的应用，另外消费型数码相机以及附有照相功能的手机亦开始使用背面照射式CMOS，使成像质量得以提升。CMOS于成像的技术日趋成熟下大幅普及，使CCD的占有率从2010年代起不断下降，全球最大的CCD生产商索尼更宣布于2017年停止生产CCD，但是高级照片扫描仪以及军方器材仍然为CCD所垄断。