Światło z układu optycznego trafia częściowo bezpośrednio na detektory FPA (dla systemu ASTRO), a częściowo przechłodzi przez moduły optyczne systemu fotometrycznego i systemu RVS. Ostatecznie jest rejestrowane przez zestaw detektorów CCD FPA, stanowiący pojedynczą jednostkę dla całego instrumentu. Oba teleskopy charakteryzują się otworami wejściowymi o wymiarach 1.45 x 0.5 m. Dłuższy wymiar jest skierowany zgodnie z kierunkiem skanowania nieba w celu uzyskania najwęższej funkcji rozmycia źródła punktowego (Point Spread Function - PSF) w kierunku prowadzenia pomiarów przy zachowaniu kompatybilności z wymaganą jakością optyki, dostępną przestrzenią na komponenty optyczne, wymaganym rozmiarem obserwowanego pola nieba i wymogami radiometrycznymi. Powierzchnia zbierająca otworów wejściowych jest dobrana tak, aby całkowita liczba zebranych fotonów na każdą gwiazdę dopowiadała dokładności określania jej pozycji na poziomie 10 μas po 5 latach, dla obiektów o jasności do 15 mag. Długość ogniskowej wynosi 35 m. Pozwala to na prawidłowe próbkowanie przy poziomie dyfrakcji odpowiadającej 4 pikselom na detektorze w kierunku skanowania nieba (przy szerokości piksela detektora 10 μm w kierunku skanowania). Zniekształcenie obrazu jest niewielkie, kompatybilne z integracją TDI detektorów trwającą 3.3 s. Wszystkie elementy optyczne są umieszczone na torusie modułu wyposażenia naukowego stanowiącym ławę optyczną o średnicy około 3 metrów. Umieszczenie wszystkich zwierciadeł i płaszczyzny ogniskowej na pojedynczej strukturze zapewniło, ze cały system jest symetryczny a jego rozmiary są wysoce stabilne. Ponadto ułatwiło montaż całego instrumentu.
Pomimo że układ optyczny jest w pełni refleksyjny (oparty wyłącznie na zwierciadłach) dyfrakcja spowodowana przez aberracje rezydentne wywołuje systematyczne przesunięcie chromatyczne piku dyfrakcji, a tym samym obrazów. Utrudnia to pomiary położenia obiektów. Ten efekt, zwykle pomijalnie mały w tradycyjnych systemach optycznych jest bardzo istotny w misji Gaia. Chromatyczne przesunięcie obrazu zależy od położenia w polu widzenia i rozkładu spektralnego energii emisji gwiazdy, ale nie od jej jasności. Zminimalizowanie przesunięcia chromatycznego do zadowalającego poziomu nie było możliwe w wybranej konfiguracji instrumentu. Efekt ten jest usuwany z danych podczas analizy wykonywanej na Ziemi, na podstawie kalibracji wykonywanej z użyciem informacji z systemu fotometrycznego, dla każdego obserwowanego obiektu.