发展史
CCD是于1969年由美国贝尔实验室的威拉德·博伊尔（Willard Sterling Boyle）和乔治·史密斯（George Elwood Smith）所发明的。当时贝尔实验室正在发展视频电话和半导体气泡式存储器。将这两种新技术结起来后，博伊尔和史密斯得出一种设备，他们命名为“电荷‘气泡’组件”（Charge "Bubble" Devices）。这种设备的特性就是它能沿着一片半导体的表面传递电荷，便尝试用来做为记忆设备，当时只能从寄存器用“注入”电荷的方式输入记忆。但随即发现光电效应能使此种组件表面产生电荷，而组成数字图像。
1971年，贝尔实验室的研究员已能用简单的线性设备捕捉视频，CCD就此诞生。有几家公司接续此一发明，着手进行进一步的研究，包括飞兆半导体、美国无线电公司和德州仪器。其中飞兆半少举协导体的产品率先上市，于1974年发表500单元的线性设备和100x100像素的平面设备。
2006年元月，博伊尔和史密斯获颁电机电子工程师学会颁发的Charles Stark Draper奖章，以表彰他们对CCD发展的贡献。2009年10月两人荣获诺贝尔物理奖。[1]
原理
在栅电极（G）中，施加正电压会产生势阱（黄），并把电荷包（电子，蓝）收集于其中。只需按正确的顺序施加正电压，就可以传导电荷包。
在一个用于感光的CCD中，有一个光敏区域（硅的外延层），和一个由移位寄存器制成的传感区域（狭义上的CCD）。
图像通过透镜屑拘乎投影在一列电容上（光敏区域），导致每一个电容都积累一定的电荷，而电荷的数量则正比于该处的入射光强。用于线扫描相机的一维电容阵列，每朵慨射汽次可以扫描一单层的电容；而用于摄像机和一般相机的二维电容阵列，则可以扫描投射在焦平面上的图像。一旦电容阵列曝光，一个控制回路将会使每个电容把自己的电荷传给相邻的下一个电容（传感区域）。而阵列中最后一个电容里的电荷，则将传给一个电荷放大器，并被转化为电压信号。通过重复这个过程，控制回路可以把整个阵列中的电荷转化为一系列的电压信号。在数字电路中，会将这些信号采样、骗匙数字化，通常会存储起来；而在模拟电路中，会将它们处理成一个连续的模拟信号（例如把电荷放大器的输出信号输给葛拔狱一个低通滤波器）。[2]
应用
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，而数字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您夜拜说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的数字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。
天文摄影辩慨格所用的冷却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。[2]
