O vnitřním prostoru Venuše toho víme mnohem méně než o jejím povrchu a atmosféře. Nicméně vzhledem k tomu, že planeta se celkovou velikostí a hustotou velmi podobá Zemi a protože pravděpodobně akreovala z podobných materiálů (viz Sluneční soustava: Vznik Sluneční soustavy), vědci předpokládají, že se na ní vyvinul alespoň v hrubých rysech podobný vnitřní stav. Má tedy pravděpodobně kovové jádro, plášť z hustých hornin a kůru z méně hustých hornin. Jádro, podobně jako jádro Země, se pravděpodobně skládá především ze železa a niklu, i když poněkud nižší hustota Venuše může naznačovat, že její jádro obsahuje i nějaký jiný, méně hustý materiál, například síru. Protože u Venuše nebylo zjištěno žádné vlastní magnetické pole, neexistuje přímý důkaz kovového jádra, jako je tomu u Země. Výpočty vnitřní struktury Venuše naznačují, že vnější hranice jádra leží o něco více než 3 000 km od středu planety.

Nad jádrem a pod kůrou leží plášť Venuše, který tvoří většinu objemu planety. Navzdory vysokým povrchovým teplotám jsou teploty v plášti pravděpodobně podobné teplotám v zemském plášti. Přestože je planetární plášť tvořen pevnou horninou, může se v něm materiál pomalu plazit nebo proudit, podobně jako ledovcový led, což umožňuje rozsáhlé konvektivní pohyby. Konvekce je velkým vyrovnávačem teplot v nitru planet. Předpokládá se, že teplo uvnitř Venuše vzniká podobně jako na Zemi rozpadem přírodních radioaktivních materiálů. Toto teplo je konvekcí přenášeno na povrch. Pokud by teploty v hlubinách Venuše byly podstatně vyšší než na Zemi, viskozita hornin v plášti by prudce klesla, což by urychlilo konvekci a rychlejší odvádění tepla. Proto se nepředpokládá, že by se hluboké nitro Venuše a Země dramaticky lišilo teplotou.

Jak bylo uvedeno výše, předpokládá se, že ve složení venušské kůry převládá čedič. Gravitační údaje naznačují, že tloušťka kůry je na velké části planety poměrně rovnoměrná, s typickými hodnotami snad 20-50 km (12-30 mil). Možnou výjimku představují tesserské vrchoviny, kde může být kůra výrazně silnější.

Konvektivní pohyby v plášti planety mohou způsobovat napětí v materiálech v blízkosti povrchu a pohyby v plášti Venuše mohou být do značné míry zodpovědné za tektonické deformace pozorované na radarových snímcích. Bylo zjištěno, že na Venuši gravitační pole silněji koreluje s topografií v širokém regionálním měřítku než na Zemi – tj. velké oblasti, kde je topografie vyšší než průměrná nadmořská výška na Venuši, bývají také oblastmi, kde je naměřená gravitace vyšší než průměr. To znamená, že velká část zvýšené hmotnosti související s vyvýšenou topografií není kompenzována vyrovnávacím deficitem hmotnosti v podkladové kůře, která ji podpírá (tzv. kořeny s nízkou hustotou), jako je tomu na Zemi (viz izostáze). Místo toho může část rozsáhlého reliéfu na Venuši vděčit za svůj původ přímo současným konvektivním pohybům v plášti. Zvýšená topografie, jako je Beta Regio, by mohla ležet nad oblastmi vzestupného proudění pláště, zatímco snížená topografie, jako je Lavinia Planitia, by mohla ležet nad oblastmi sestupného proudění pláště.

Přes mnohé celkové podobnosti mezi Venuší a Zemí byl geologický vývoj obou planet nápadně odlišný. Důkazy naznačují, že na Venuši nyní nepůsobí proces deskové tektoniky. Ačkoli se zdá, že deformace litosféry je skutečně poháněna pohyby pláště, litosférické desky se vůči sobě nepohybují převážně horizontálně, jako je tomu na Zemi. Místo toho jsou pohyby převážně vertikální, přičemž litosféra se deformuje nahoru a dolů v reakci na základní konvektivní pohyby. Vulkanismus, korony a rifty bývají soustředěny v oblastech vzestupného proudění, zatímco rovinné deformační pásy jsou soustředěny v oblastech sestupného proudění. Vznik členitých vyvýšenin, jako jsou Afrodita a Ištar, není tak dobře znám, ale mechanismus pravděpodobně zahrnuje nějaký druh lokálního zesílení kůry v reakci na pohyby pláště.

Neexistence deskové tektoniky na Venuši může být částečně způsobena vysokou povrchovou teplotou planety, která způsobuje, že horní tuhá vrstva planety – litosféra – je vztlaková, a tudíž odolnější vůči subdukci než pozemská litosféra, při zachování ostatních faktorů. Zajímavé je, že existují důkazy o tom, že venušská litosféra může být silnější než pozemská a že se časem zesílila. Postupné, dlouhodobé zhušťování venušské litosféry by ve skutečnosti mohlo souviset se zajímavým závěrem vyvozeným ze záznamů o kráterech na Venuši (viz výše impaktní krátery) – že většina planety prošla krátkým, ale intenzivním obdobím geologického vynořování před méně než miliardou let. Jedním z možných vysvětlení je, že na Venuši může docházet k epizodickým globálním převratům jejího pláště, při nichž se původně tenká litosféra pomalu zhušťuje, až se založí v téměř globálním měřítku, což vyvolá krátké, masivní geologické vynořování. Kolikrát k tomu mohlo v historii planety dojít a kdy se to může opakovat, není známo.

.