A Vénusz belsejéről sokkal kevesebbet tudunk, mint a felszínéről és a légköréről. Mindazonáltal, mivel a bolygó összméretét és sűrűségét tekintve nagyon hasonlít a Földhöz, és mivel feltehetően hasonló anyagokból akkrétálódott (lásd Naprendszer: A Naprendszer eredete), a tudósok arra számítanak, hogy legalábbis durván hasonló belső állapot alakult ki. Ezért valószínűleg van egy fémből álló magja, egy sűrű kőzetből álló köpenye és egy kevésbé sűrű kőzetből álló kérge. A mag, akárcsak a Földé, valószínűleg elsősorban vasból és nikkelből áll, bár a Vénusz valamivel kisebb sűrűsége arra utalhat, hogy a magja más, kevésbé sűrű anyagot, például ként is tartalmaz. Mivel a Vénuszon nem mutattak ki saját mágneses mezőt, nincs közvetlen bizonyíték a fémmagra, mint a Föld esetében. A Vénusz belső szerkezetére vonatkozó számítások szerint a mag külső határa a bolygó középpontjától alig több mint 3000 km-re van.

A mag felett és a kéreg alatt a Vénusz köpenye található, amely a bolygó térfogatának nagy részét teszi ki. A magas felszíni hőmérséklet ellenére a köpenyen belüli hőmérséklet valószínűleg hasonló a földi köpenyéhez. Bár a bolygó köpenye szilárd kőzetből áll, az ott lévő anyag lassan kúszhat vagy áramolhat, akárcsak a gleccserjég, lehetővé téve a kiterjedt konvektív mozgásokat. A konvekció a bolygó belsejének hőmérsékletét nagyszerűen kiegyenlíti. A Földön belüli hőtermeléshez hasonlóan a Vénuszon belüli hőt feltételezhetően a természetes radioaktív anyagok bomlása hozza létre. Ezt a hőt a konvekció szállítja a felszínre. Ha a Vénusz mélyén a hőmérséklet lényegesen magasabb lenne, mint a Földön, akkor a köpenyben lévő kőzetek viszkozitása meredeken csökkenne, felgyorsítva a konvekciót és gyorsabban elvezetve a hőt. Ezért a Vénusz és a Föld mély belseje várhatóan nem különbözik drámaian a hőmérséklet tekintetében.

Amint fentebb említettük, a vénuszi kéreg összetételét vélhetően a bazalt uralja. A gravitációs adatok arra utalnak, hogy a kéreg vastagsága meglehetősen egyenletes a bolygó nagy részén, jellemzően talán 20-50 km (12-30 mérföld). Kivételt képezhetnek a tessera-fennsíkok, ahol a kéreg jelentősen vastagabb lehet.

A bolygó köpenyében végbemenő konvektív mozgások feszültséget okozhatnak a felszín közeli anyagokban, és a Vénusz köpenyében végbemenő mozgások nagyrészt felelősek lehetnek a radarképeken megfigyelhető tektonikus deformációért. A Vénuszon a gravitációs mező széles regionális skálákon erősebben korrelál a topográfiával, mint a Földön – azaz a nagy területek, ahol a topográfia magasabb, mint az átlagos magasság a Vénuszon, általában olyan területek is, ahol a mért gravitáció magasabb az átlagosnál. Ez azt jelenti, hogy az emelkedett domborzathoz kapcsolódó megnövekedett tömeg nagy részét nem ellensúlyozza az azt alátámasztó kéreg (az úgynevezett alacsony sűrűségű gyökerek) kompenzáló tömeghiánya, mint a Földön (lásd izosztázia). Ehelyett a Vénuszon a nagy kiterjedésű domborzat egy része közvetlenül a köpenyben zajló mai konvektív mozgásoknak köszönheti eredetét. Az emelkedett domborzat, mint például a Beta Regio, a köpeny feláramlási régiói felett helyezkedhet el, míg az alacsony domborzat, mint például a Lavinia Planitia, a köpeny leáramlási régiói felett helyezkedhet el.

A Vénusz és a Föld közötti sok általános hasonlóság ellenére a két bolygó geológiai fejlődése feltűnően eltérő volt. A bizonyítékok arra utalnak, hogy a lemeztektonika folyamata jelenleg nem működik a Vénuszon. Bár úgy tűnik, hogy a litoszféra deformációját valóban a köpeny mozgása hajtja, a litoszféra lemezek nem főként vízszintesen mozognak egymáshoz képest, mint a Földön. Ehelyett a mozgások többnyire függőlegesek, a litoszféra felfelé és lefelé görbül a mögöttes konvektív mozgások hatására. A vulkanizmus, a koronák és a hasadékok általában a feláramlási régiókban koncentrálódnak, míg a síksági deformációs övek a leáramlási régiókban. Az olyan zord felföldek kialakulása, mint az Aphrodité és az Ishtar, kevésbé ismert, de a mechanizmus valószínűleg valamilyen helyi kéregvastagodással jár együtt, amely a köpenymozgásokra reagál.

A lemeztektonika hiánya a Vénuszon részben a bolygó magas felszíni hőmérsékletének tudható be, ami a bolygó felső merev rétegét – a litoszférát – felhajtóerősebbé és ezáltal ellenállóbbá teszi a szubdukcióval szemben, mint a földi litoszféra, ha más tényezők nem változnak. Érdekes módon vannak arra utaló jelek, hogy a vénuszi litoszféra vastagabb lehet, mint a földi, és hogy idővel megvastagodott. A Vénusz litoszférájának fokozatos, hosszú távú megvastagodása valójában összefügghet azzal a különös következtetéssel, amelyet a Vénusz kráterekből (lásd fentebb a becsapódási krátereknél) vontak le, miszerint a bolygó nagy része kevesebb mint egymilliárd évvel ezelőtt egy rövid, de intenzív geológiai felszínre törésen ment keresztül. Az egyik lehetséges magyarázat az, hogy a Vénuszon epizodikus globális köpenyfelszín-felborulások történhetnek, amelyek során a kezdetben vékony litoszféra lassan megvastagszik, míg végül szinte globális méretűre alapozódik, ami egy rövid, masszív geológiai felszínre törést vált ki. Hogy ez hányszor fordulhatott elő a bolygó története során, és mikor történhet meg újra, nem tudjuk.