Koło filtrów znajdowało się za teleskopem, w obudowie w kształcie niskiego cylindra. Zawierało zestaw 8 filtrów. 7 filtrów pokrywało pasma systemu ECAS (Eight Color Asteroid Survey) będącego standardem podczas obserwacji naziemnych planetoid i pozwalającego na ich zaliczenie do odpowiednich typów spektralnych. Były to filtry ul (efektywna długość fali 381 nm, ultrafiolet), b (429 nm, światło niebieskie), v (553 nm, światło zielone), w (700 nm, światło zielone), x (861 nm, bliska podczerwień), p (960 nm, pasmo piroksenu), i zs (1008 nm). Filtr v był używany podczas lądowań na planetoidzie. Ósmy filtr szerokopasmowy, czyli filtr o neutralnej gęstości (Neutral Density Filter - ND) charakteryzował się przepuszczalnością 3.7% przy 550 nm. Został on dodany do zestawu filtrów z powodu trzykrotnego zmieniania celu misji. Kolejnymi proponowanymi planetoidami były 4660 Nereus, 1989 ML i 25413 Itokawa. Nereus charakteryzował się niskim albedo (0.05) a Itokawa wysokim, tak więc zastosowanie tego filtra pozwalało na dogodne obserwowanie planetoidy bez konieczności modyfikowania całej kamery.
Zespół detektora mieścił się w module elektroniki mieszczącym się w prostopadłościennej obudowie. Obejmował detektor CCD klatka - transfer oraz elektronikę odzyskiwania informacji. Detektor składał się z obszaru aktywnego oraz obszaru służącego do przechowywania obrazu. Oba miały wielkość 1024 x 1024 piksele. Na lewym i prawym brzegu obszaru aktywnego znajdowały się zasłonięte kolumny o szerokości 12 pikseli umożliwiające pomiar sygnału na poziomie zerowym, tak więc część służąca do wytwarzania obrazu miała wielkość 1024 x 1000 pikseli. Detektor był typu MPP (Multi-Pinned Phase). W stosunku do innych rodzajów CCD charakteryzował się on niższym poziomem prądu ciemnego oraz miał bardziej jednorodną odpowiedź w skali mniejszej niż piksel. Temperatura detektora w czasie lotu wynosiła od -18 do -30stC i była na tyle mała, że prąd ciemny nie kumulował się znacząco przy wszystkich dostępnych czasach ekspozycji. Duża jednorodność odpowiedzi w skali mniejszej od piksela upraszczała procedurę kalibracji geometrycznej i fotometrycznej na podstawie obserwacji gwiazd. Pojedynczy piksel miał szerokość 12 mikrometrów. Częstotliwość próbkowania pikseli wynosiła 3 MHz. Zysk wynosił około 17 DN/e- a szum odczytu - około 60 e-. Pole widzenia jednego piksela (Instantaneous Field of View - IFOV) miało szerokość 20.490 sekundy kątowej. Rozdzielczości obrazów uzyskiwanych z odległości 7 km wynosiła 5.8 metra na piksel.
Podczas obserwacji można było używać 32 różnych czasów naświetlania - 5.44 ms, 8.20 ms, 10.9 ms, 16.4 ms, 21.8 ms, 32.8 ms, 43.5 ms, 65.6 ms, 87.0 ms, 131 ms, 174 ms, 262 ms, 348 ms, 525 ms, 696 ms, 1.05 s, 1.39 s, 2.10 s, 2.79 s, 4.20 s, 5.57 s, 8.40 s, 11.1 s, 16.8 s, 22.3 s, 33.6 s, 44.6 s, 67.2 s, 89.1 s, 134 s, 178 s i <1 µs. Pozwalało to na obserwacje zarówno jasnej powierzchni planetoidy w czasie badań naukowych jak i słabych gwiazd w czasie obserwacji nawigacyjnych. Czas ekspozycji był kontrolowany elektronicznie, kamera nie posiadała mechanicznej migawki.
Na jednej z krawędzi detektora CCD umieszczono cztery szklane polaryzatory służące do pomiarów polaryzacji światła odbitego od planetoidy w pasmach v i w. Każdy z polaryzatorów pokrywał obszar detektora o wielkości 200 x 200 pikseli.
System elektroniczny instrumentu odbierał dane z systemu odzyskiwania informacji detektora CCD, przyjmował komendy z systemu informatycznego sondy i wykonywał je, a także kontrolował stan urządzenia. Charakteryzował się poborem mocy w zakresie 9.5 W - 6.8 W. Komunikował się z zestawem elektroniki kamer nawigacyjnych sondy obejmującym elektronikę analogową (Optical Navigation Camera Analog Electronics - ONC-AE) i cyfrową (Optical Navigation Camera Digital Electronics - ONC-E). Był on współdzielonym również z kamerami ONC-W1 i ONC-W2. Przetwarzał dane z kamer w celu otrzymania informacji nawigacyjnych i dostarczał dane do elektroniki systemu kontroli orientacji sondy AOCP. Procedura ucyfrawiania danych do 12 bitów na piksel (1 bit na piksel w przypadku obserwacji prowadzących w celu uzyskania modelu kształtu planetoidy) była wykonywana przez ONC-AE a dalsza ich obróbka - przez ONC-E. Elektronika ta posiadała bufor umożliwiający przechowywanie do 16 klatek uzyskiwanych w arbitralnej kombinacji. W normalnym trybie obrazowania uzyskiwana była para obrazów w krótkich odstępnie czasu (typowo 15 sekund). Następnie pierwsza klatka (uzyskiwana przy czasie ekspozycji mniejszym od 1 mikrosekundy) była odejmowana od drugiej klatki, uzyskiwanej przy czasie ekspozycji większym lub równym 5.44 ms. Procedura ta umożliwiała jednoczesną korektę rozmazania obrazu i prądu ciemnego. Zakładano, że prąd ciemny nie zmieniał się w czasie jaki upływał pomiędzy kolejnymi ekspozycjami. W celu zmniejszenia ilości danych okresowo używano łączenia pikseli w formacie 2 x 2, 4 x 4 lub 8 x 8, wycinania fragmentów klatek, oraz kompresji stratnej i bezstratnej. Procedury te były wykonywane w obrębie bufora danych ONC-E. Następnie dane były przesyłane do rejestratora jednoczęściowego wchodzącego w skład systemu elektronicznego sondy.
Instrument ten został również wykorzystany na sondzie Hayabusa 2. Został jednak zmodyfikowany pod kątem innego celu badań.