Maa-sarnaste planeetide siseehituse võib esimeses lähenduses jagada kolmeks piirkonnaks: tuum, vahevöö ja koor (joonis 169). Need piirkonnad ning nende parameetrid on kindlaks tehtud kas planeetide värinate (maavärinate) ja/või matemaatiliste mudelite alusel. Tuum määratletakse antud juhul metallilise (või metallidega rikastatud) koostise alusel. Vahevöö ja koor on kivimilised. Vahevöö on tihedam, enamuse selle koostisest moodustab basaltne magma. Koore koostis on basalt ja graniit, kuid siin on varieeruvus suur.
Planeetide tuum võib olla peaaegu tahke, täiesti vedel või mõlemat. Keskosa vedelasse olekusse viiva soojuse allikas on radioaktiivsete isotoopide − ja −lagunemine. Minevikus oli radioaktiivset ainet umbes kuus korda enam ja ka soojust eraldus vastavalt rohkem. Seetõttu on Maa-sarnastel planeetidel olemas selge metallist või tugevalt metallidega rikastatud tuum. Tuuma suhteline suurus võrreldes planeedi enda suurusega kahaneb planeedi kauguse kasvuga Päikesest. Suhteliselt suurim on see Merkuuril ja väikseim Marsil. Kuivõrd see tuum või osa tuumast on vedel ja kuivõrd on tahke, see on määratud rõhkudega ja temperatuuridega tuumapiirkonnas. Metallid on head soojusjuhid, nii et metalltuumades on temperatuurid üsna konstantsed. Maa puhul on tuuma temperatuur umbes 5000 K. See temperatuur hoiab välistuuma vedelana. Sisetuumas on aga rõhk juba nii suur, et sisetuum on tahke. Ka Merkuuri ja Veenuse tuumad on ligikaudu sarnase ehitusega. Marsi väiksemate mõõtmete tõttu on Marsi tuum tõenäoliselt praeguseks üsna olulisel määral juba jahtunud ning ei ole hästi teada, kas tegemist on metalltuumaga või ainult metallidega rikastatud tuumaga.
Veenuse, Maa ja Marsi atmosfääride võrdlus oli toodud joonisel 168 (Merkuuri atmosfäär on tühine). Atmosfääride koostis vastab üsna hästi atmosfääride ehituse mudelitest tulenevatele koostistele. Muidugi tuleb sellisel juhul kasutada detailsemaid mudeleid, lähtealuseks ei saa võtta lihtsat eksponentsiaalset rõhu avaldist, arvestada tuleb molekulide neeldumis- ja kiirgusspektreid, molekulide vaba tee pikkuse avaldisi ja palju muud. Mudelid võimaldavad arvutada mitte ainult atmosfääride koostist, rõhku ja temperatuuri, vaid ka näiteks vee erinevate faaside võimalikku olemasolu neil planeetidel (joonis 170). Näeme, et tõesti, Veenusel on vesi gaasilises faasis, Maal saab olla vedelas faasis ja Marsil tahkes faasis jääna või ka gaasilises faasis.
Atmosfäär mõjutab ka planeedi temperatuuri. See on seotud nn kasvuhoone efektiga. Kasvuhoone efekt toimub, kuna planeedi atmosfäär on läbipaistev nähtava valguse lainepikkustele, kuid on läbipaistmatu infrapuna lainepikkustele. Vaatame planeedi pinna soojuskiirgust. Maa puhul on pinna temperatuur ja Plancki spektri maksimum on . Veenuse puhul on vastavad arvud ja Plancki spektri maksimum on . Mõlemad lainepikkused on infrapunases piirkonnas, mistõttu see kiirgus ei saa vabalt atmosfäärist lahkuda. Vastavaid footoneid neelatakse ja taas kiiratakse korduvalt, kuni footonid jõuavad atmosfääri ülakihtidesse, kust nad alles saavad lahkuda. Gaasid, mis neelavad infrapuna kiirgust, on põhiliselt veeaur süsinikdioksiid ja metaan Kasvuhoone effekt on eriti tugev Veenusel, kus tihe atmosfäär sisaldab umbes 95 protsenti Kuid ka Maa on kasvuhoone efekti tõttu 33–36 kraadi võrra soojem, kui ilma selleta.