Grecki posłaniec bogów, Hermes, w Rzymie nazywany Merkurym, słynął ze zwinności i szybkości. Ochrzczona jego imieniem planeta podobnie zachowuje się na niebie, bo stosunkowo szybko przesuwa się przed tarczą słoneczną (porusza się wokół gwiazdy centralnej ze średnią prędkością ok. 50 km/s najszybciej spośród wszystkich planet). Palące światło Słońca sprawia, że miarodajna obserwacja powierzchni Merkurego z Ziemi jest poważnie utrudniona - planecie nie można się dokładnie przyjrzeć nawet przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a, bo silne światło uszkodziłoby precyzyjne instrumenty. Dopiero wyposażonym w ochronne ekrany sondom Mariner 10 i MESSENGER udało się wykonać szczegółowe zdjęcia planety. Merkury jest planetą o największym mimośrodzie (spłaszczeniu) orbity. Jego najmniejsza odległość od Słońca (peryhelium) wynosi tylko 47 mln km, a największa (aphelium) - 70 mln km. Obraca się on wokół własnej osi w ciągu blisko 59 dni ziemskich (doba gwiazdowa), ale ponieważ biegnie szybko po swojej orbicie, Słońce powraca nad ten sam punkt jego powierzchni dopiero po 176 dniach (doba słoneczna) w tym czasie planeta dwukrotnie okrąża Słońce. Tak wolny obrót wystawia przez długi czas na światło słoneczne jedną półkulę, która rozgrzewa się do temperatury ponad 400° C, by podczas długiej nocy spaść do blisko 170° C poniżej 0. Jest to największa różnica temperatur (amplituda) w Układzie Słonecznym, która wynika także z braku atmosfery. Merkury, jako najmniejsza planeta naszego systemu, ma słabe pole grawitacyjne, które nie może utrzymać przy powierzchni atmosfery, wywiewanej dodatkowo przez silne uderzenia wiatru słonecznego. Dlatego otacza go tylko niestabilna gazowa mgiełka, złożona głównie z tlenu (42%), sodu (29%), wodoru (22%) i helu (6%). Cząstki alfa (jądra helu) stanowiące najbardziej masywną część wiatru słonecznego, są nieustannie przechwytywane przez planetę i równie szybko przez nią tracone.
Powierzchnia Merkurego, podobnie jak Księżyca, była w dalekiej przeszłości bombardowana przez planetoidy i meteoroidy lecące ku Słońcu i jest usiana kraterami. Obszary nizinne także przypominają księżycowe morza: powstały na skutek wylewów lawy. Na temat wewnętrznej budowy planety możemy jedynie snuć hipotezy. Jej duża gęstość i występowanie pola magnetycznego świadczą o obecności sporego jądra żelaznego. Prawdopodobnie ma ono średnicę około 3600 km, co stanowi blisko 80% średnicy Merkurego. Merkury nie ma żadnego księżyca.
Wenus, druga planeta w Układzie Słonecznym, bywa często nazywana siostrzaną planetą Ziemi, gdyż pod pewnymi względami przypomina naszą planetę: ma niemal taką samą średnicę, masę, gęstość, przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni oraz budowę wewnętrzną. Z tych powodów przez długi czas wierzono, że na Wenus mogą istnieć formy życia podobne do ziemskich. Liczne sondy kosmiczne, wysłane przez Stany Zjednoczone i Związek Radziecki, szybko jednak rozwiały te nadzieje dowodząc, że w istocie bardzo się ona różni od Ziemi - jest bowiem światem ciemnym i bardzo gorącym. Przeciętna temperatura na powierzchni Wenus wynosi 464° Celsjusza, co czyni ją najgorętszą planetą w Układzie Słonecznym, a ciśnienie panujące na jej powierzchni jest blisko 92 razy większe od ciśnienia ziemskiego na poziomie morza. Przyczyną obu tych ekstremów jest gruba sięgająca około 85 km atmosfera składająca się w 96% z dwutlenku węgla. Uniemożliwia ona obserwację powierzchni Wenus przez teleskop, a na dodatek przyczynia się do powstania permanentnego efektu cieplarnianego na wielką skalę - energia słoneczna, która dociera na powierzchnię planety nie jest w stanie ulotnić się z powrotem w przestrzeń kosmiczną. Lśnienie zewnętrznej warstwy planety, dobrze widoczne na zdjęciach to efekt wysokiego albedo, czyli zdolności odbijania światła przez pokrywę chmur kwasu siarkowego znajdującą się
nad planetą. Odbija ona około 75% padającego światła słonecznego (albedo Wenus wynosi 0,75). Poznanie ukształtowania powierzchni Wenus i sporządzenie map planety stało się możliwe dopiero dzięki badaniom radarowym prowadzonym głównie z pokładów sond kosmicznych. W ich wyniku ukazała nam się planeta w przeważającej mierze płaska, ukształtowana przez zjawiska wulkaniczne. Podobnie jak Merkury Wenus okrąża Słońce wewnątrz orbity Ziemi. Z tego powodu najlepiej obserwować planetę przed wschodem Słońca lub na wieczornym niebie. Jeśli pojawia się po zachodzie, jest pierwszym widocznym obiektem i dlatego już starożytni nazywali ją Hesperos, czyli Gwiazdą Wieczorną. Gdy świeci na niebie porannym zapowiada wschód Słońca, więc nazywano ją Phosphoros, czyli Niosącą Światło, albo Gwiazdą Poranną. Jej obserwowanie, czy to gołym okiem, czy za pomocą lornetki lub teleskopu, jest łatwe: w okresie najlepszej widoczności Wenus znika (lub wschodzi) około 3 godziny po Słońcu (lub przed nim). Nic więc dziwnego, że jej ruchy na niebie były dobrze znane starożytnym astronomom. Ze względu na położenie swej orbity planeta ta przechodzi, tak jak Księżyc, przez cykl faz. Istnieje jednak zasadnicza różnica: zmienia się nie tylko wielkość powierzchni tarczy oświetlonej przez Słońce (od nowiu przez sierp po pełnię), lecz także średnica kątowa samej tarczy. Obserwując fazy Wenus, Galileusz uznał je za argument na rzecz słuszności teorii Kopernika.
Tor orbitalny Wenus jest najmniej eliptyczny spośród wszystkich planet. Jest prawie dokładnie okręgiem i różnica w odległości od Słońca w peryhelium i aphelium jest bardzo mała. Obieg orbitalny zajmuje Wenus 224 ziemskie doby. Obiegając Słońce, Wenus bardzo powoli obraca się wokół swojej osi, raz na 243 ziemskie dni - najwolniej ze wszystkich planet. Odstęp czasu pomiędzy dwoma kolejnymi wschodami Słońca jest jednak krótszy i wynosi 117 dni ziemskich, ponieważ Wenus obraca się w przeciwną stronę niż większość pozostałych planet (drugi wyjątek stanowi Uran). Na Wenus nie odczuwa się zmian pór roku ze względu na prawie prostopadłe ustawienie osi obrotu do płaszczyzny orbitalnej. Wenus nie ma księżyców ani pola magnetycznego - ten ostatni brak to zapewne skutek powolnej rotacji planety wokół własnej osi.
Nasza Ziemia, trzecia w kolejności planeta Układu Słonecznego, jest prawdziwym fenomenem: ma bogatą w tlen atmosferę, a także niespotykane gdzie indziej zapasy wody w stanie wolnym, w postaci ciekłej, stałej i gazowej. Nie bez powodu nazywana jest błękitną planetą i nie przypadkiem na niej wykształciło się życie. W Układzie Słonecznym istnieją wprawdzie jeszcze trzy planety o podobnej budowie wewnętrznej (dlatego też całą grupę określa się mianem "planet typu ziemskiego"), jednak nie ma na nich żadnych śladów życia. Dzieje się tak dlatego, że Ziemia nie jest położona ani zbyt blisko Słońca (jak Merkury i Wenus), ani zbyt daleko (jak Mars). Okrąża ona naszą gwiazdę centralną w odległości 150 milionów kilometrów (1 jednostki astronomicznej), dzięki czemu znajduje się w tzw. ekosferze, czyli strefie życia. Nasza Ziemia spełnia ponadto wiele innych warunków koniecznych do zaistnienia życia: ma odpowiednią masę, pożądany skład atmosfery oraz wysokość ciśnienia powietrza. Jej rotacja nie jest ani zbyt szybka, ani za wolna, dzięki czemu nie dochodzi do ekstremalnych wahań temperatury. Oś ziemska nie jest za bardzo nachylona i ulega tylko nieznacznym odchyleniom. Praktycznie niezmienny jest też tor obiegu wokół Słońca, do czego przyczynia się przede wszystkim obecność nadzwyczajnie dużego Księżyca. Ruch płyt skorupy ziemskiej powoduje zjawiska wulkaniczne, w wyniku których powstaje dostateczna ilość pary wodnej, która umożliwia istnienie życia. Ponadto ziemskie pole magnetyczne odpycha groźne dla nas cząstki wiatru słonecznego, a warstwa ozonowa chroni życie na Ziemi przed niebezpiecznym promieniowaniem ultrafioletowym.
Mars od dawna przyciągał uwagę jako planeta podobna do Ziemi: marsjańska dobra trwa niemal tak samo długo jak nasza doba, gdyż okres obrotu Czerwonej Planety wokół własnej osi wynosi 24,6 godziny. W tym miejscu jednak podobieństwa się kończą. Tak jak w przypadku Wenus, wszystkie dane dostarczone przez sondy kosmiczne podkreślają wielkie różnice między naszą planetą i Marsem. Jego masa stanowi zaledwie dziesiątą część razy Ziemi i siła ciążenia jest tam odpowiednio mniejsza. Temperatura waha się od kilkudziesięciu stopni poniżej zera do kilku stopni powyżej zera, a różnica temperatur między dniem i nocą wynosi około 50°C. Tak duże skoki temperatury to wynik wielkiego rozrzedzenia atmosfery Marsa, około 100 razy rzadszej od ziemskiej. Chociaż składa się ona głównie z dwutlenku węgla, nie występuje w niej efekt cieplarniany. W niskiej temperaturze, zwłaszcza na biegunach, atmosferyczny dwutlenek węgla zmienia się w lód, przy czym zimą czapy polarne się rozrastają, a latem kurczą, mimo średniej temperatury około -68°C. Wokół Marsa krążą dwa niewielkie księżyce - Fobos i Deimos, odkryte w roku 1877 i nazwane na cześć greckich demonów strachu i trwogi towarzyszących bogowi wojny, Marsowi. Obiegają one planetę z zachodu na wschód, oddalone od niej odpowiednio o 9240 km i 23 400 km Fobos o średnicy 22 kilometrów okrąża Marsa w ciągu zaledwie 7,66 godziny, natomiast malutki Deimos (6 km średnicy) potrzebuje na to 30,3 godzin. Nieregularna forma obu tych ciał niebieskich każe naukowcom przypuszczać, że są to asteroidy przechwycone przez siły grawitacyjne planety. Najbardziej imponujące i fascynujące krajobrazy na Marsie można znaleźć po obu stronach równika, na obszarze pomiędzy 30 stopniem szerokości północnej a 30 stopniem szerokości południowej. Tu właśnie znajduje się najważniejszy marsjański obszar wulkaniczny, tzw. region Tharsis z Olympus Mons (Górą Olimp) - najwyższą górą Układu Słonecznego, a także przecinający planetę w poprzek największy kanion naszego systemu planetarnego - Valles Marineris.