Meget mindre er kendt om Venus’ indre end om dens overflade og atmosfære. Ikke desto mindre forventer forskerne, at den har udviklet i det mindste en nogenlunde lignende indre tilstand, fordi planeten minder meget om Jorden i størrelse og tæthed, og fordi den formodentlig er tildannet af lignende materialer (se Solsystemet: Solsystemets oprindelse). Derfor har den sandsynligvis en kerne af metal, en kappe af tætte sten og en skorpe af mindre tætte sten. Kernen består sandsynligvis ligesom Jordens kerne primært af jern og nikkel, selv om Venus’ noget lavere massefylde kan tyde på, at dens kerne også indeholder andet, mindre tæt materiale som f.eks. svovl. Da der ikke er blevet påvist noget iboende magnetfelt for Venus, er der ikke noget direkte bevis for en metallisk kerne, som der er for Jorden. Beregninger af Venus’ indre struktur tyder på, at kernens ydre grænse ligger lidt mere end 3.000 km fra planetens centrum.

Over kernen og under skorpen ligger Venus’ kappe, der udgør størstedelen af planetens volumen. På trods af de høje overfladetemperaturer er temperaturerne i kappen sandsynligvis lig med dem i Jordens kappe. Selv om en planetarisk kappe består af fast bjergart, kan materialet deri langsomt krybe eller flyde, ligesom is på en gletsjer gør det, hvilket giver mulighed for, at der kan finde fejende konvektive bevægelser sted. Konvektion er en stor udligner af temperaturerne i planeters indre. I lighed med varmeproduktionen i Jordens indre menes varmen i Venus at blive frembragt ved henfald af naturlige radioaktive materialer. Denne varme transporteres til overfladen ved hjælp af konvektion. Hvis temperaturen dybt inde på Venus var væsentligt højere end på Jorden, ville viskositeten af stenene i kappen falde kraftigt, hvilket ville fremskynde konvektionen og fjerne varmen hurtigere. Derfor forventes det dybe indre af Venus og Jorden ikke at adskille sig dramatisk i temperatur.

Som nævnt ovenfor, menes sammensætningen af den venusiske skorpe at være domineret af basalt. Gravitationsdata tyder på, at tykkelsen af skorpen er ret ensartet over store dele af planeten, med typiske værdier på måske 20-50 km (12-30 miles). Mulige undtagelser er tessera-højlandet, hvor skorpen kan være betydeligt tykkere.

Konvektive bevægelser i en planets kappe kan få materialer nær overfladen til at opleve spændinger, og bevægelser i Venus’ kappe kan i høj grad være ansvarlige for den tektoniske deformation, der observeres i radarbilleder. På Venus viser det sig, at tyngdefeltet korrelerer stærkere med topografien over brede regionale skalaer end på Jorden – dvs. at store regioner, hvor topografien er højere end den gennemsnitlige højde på Venus, også har en tendens til at være regioner, hvor den målte tyngdekraft er højere end gennemsnittet. Dette indebærer, at en stor del af den øgede masse, der er forbundet med den forhøjede topografi, ikke opvejes af et kompenserende underskud af masse i den underliggende skorpe, der understøtter den (såkaldte lavdensitetsrødder), som det er tilfældet på Jorden (se isostase). I stedet kan en del af det bredskala relief på Venus have sin oprindelse direkte fra nutidens konvektionsbevægelser i kappen. Hævet topografi, såsom Beta Regio, kunne ligge over regioner med opblæsning af kappen, mens sænket topografi, såsom Lavinia Planitia, kunne ligge over regioner med nedblæsning af kappen.

Trods de mange overordnede ligheder mellem Venus og Jorden har den geologiske udvikling på de to planeter været markant forskellig. Noget tyder på, at pladetektonikken nu ikke fungerer på Venus. Selv om deformation af lithosfæren faktisk synes at blive drevet af bevægelser i kappen, bevæger lithosfæriske plader sig ikke hovedsageligt horisontalt i forhold til hinanden, som de gør på Jorden. I stedet er bevægelserne hovedsageligt vertikale, idet lithosfæren krøller op og ned som reaktion på de underliggende konvektive bevægelser. Vulkanisme, koroner og sprækker har tendens til at være koncentreret i regioner med opadgående strømme, mens deformationsbælter på sletterne er koncentreret i regioner med nedadgående strømme. Dannelsen af ujævne højsletter som Aphrodite og Ishtar er ikke så velforstået, men mekanismen involverer sandsynligvis en form for lokal fortykkelse af skorpen som reaktion på kappens bevægelser.

Den manglende pladetektonik på Venus kan til dels skyldes planetens høje overfladetemperatur, som gør planetens øverste stive lag – lithosfæren – mere opdriftsrigt og dermed mere modstandsdygtigt over for subduktion end Jordens lithosfære, når andre faktorer er lige store. Interessant nok er der tegn på, at den venusiske lithosfære kan være tykkere end Jordens, og at den er blevet tykkere med tiden. En gradvis, langsigtet fortykkelse af Venus’ lithosfære kunne faktisk hænge sammen med den besynderlige konklusion, der er draget af Venus’ kraterhistorie (se ovenfor Impact kratere) – at det meste af planeten gennemgik en kort, men intens periode med geologisk genopblødning af overfladen for mindre end en milliard år siden. En mulig forklaring er, at Venus kan opleve episodiske globale omvæltninger af sin kappe, hvor en oprindeligt tynd lithosfære langsomt bliver tykkere, indtil den går under på næsten globalt plan, hvilket udløser en kort, massiv geologisk genopstandsning. Hvor mange gange dette kan have fundet sted i løbet af planetens historie, og hvornår det kan ske igen, er ukendt.