Über das Innere der Venus ist viel weniger bekannt als über ihre Oberfläche und Atmosphäre. Da der Planet jedoch in Größe und Dichte der Erde sehr ähnlich ist und vermutlich aus ähnlichem Material entstanden ist (siehe Sonnensystem: Entstehung des Sonnensystems), gehen die Wissenschaftler davon aus, dass er zumindest in groben Zügen einen ähnlichen inneren Zustand entwickelt hat. Daher hat er wahrscheinlich einen Kern aus Metall, einen Mantel aus dichtem Gestein und eine Kruste aus weniger dichtem Gestein. Der Kern besteht wahrscheinlich, wie der der Erde, hauptsächlich aus Eisen und Nickel, obwohl die etwas geringere Dichte der Venus darauf hinweisen könnte, dass ihr Kern auch anderes, weniger dichtes Material wie Schwefel enthält. Da für die Venus kein eigenes Magnetfeld nachgewiesen werden konnte, gibt es keinen direkten Beweis für einen metallischen Kern, wie es ihn für die Erde gibt. Berechnungen der inneren Struktur der Venus deuten darauf hin, dass die äußere Grenze des Kerns etwas mehr als 3.000 km vom Zentrum des Planeten entfernt liegt.

Über dem Kern und unter der Kruste liegt der Venusmantel, der den größten Teil des Volumens des Planeten ausmacht. Trotz der hohen Oberflächentemperaturen sind die Temperaturen im Mantel wahrscheinlich ähnlich wie im Erdmantel. Obwohl ein Planetenmantel aus festem Gestein besteht, kann das Material dort langsam kriechen oder fließen, so wie es auch bei Gletschereis der Fall ist, so dass ausgedehnte Konvektionsbewegungen stattfinden können. Die Konvektion ist ein großer Temperaturausgleicher im Inneren von Planeten. Ähnlich wie auf der Erde wird auch auf der Venus die Wärme vermutlich durch den Zerfall natürlicher radioaktiver Stoffe erzeugt. Diese Wärme wird durch Konvektion an die Oberfläche transportiert. Wären die Temperaturen im Inneren der Venus wesentlich höher als auf der Erde, würde die Viskosität der Gesteine im Erdmantel stark abnehmen, was die Konvektion beschleunigen und die Wärme schneller abführen würde. Es ist daher nicht zu erwarten, dass sich das tiefe Innere der Venus und der Erde in der Temperatur dramatisch unterscheiden.

Wie oben erwähnt, wird angenommen, dass die Zusammensetzung der Venuskruste von Basalt dominiert wird. Die Schwerkraftdaten deuten darauf hin, dass die Dicke der Kruste über weite Teile des Planeten ziemlich gleichmäßig ist, mit typischen Werten von vielleicht 20-50 km (12-30 Meilen). Mögliche Ausnahmen sind das Tessera-Hochland, wo die Kruste deutlich dicker sein kann.

Konvektive Bewegungen im Mantel eines Planeten können dazu führen, dass Materialien nahe der Oberfläche Spannungen ausgesetzt sind, und die Bewegungen im Venusmantel könnten weitgehend für die tektonischen Deformationen verantwortlich sein, die auf Radarbildern zu sehen sind. Auf der Venus korreliert das Schwerefeld über weite regionale Skalen hinweg stärker mit der Topographie als auf der Erde, d.h. große Regionen, in denen die Topographie höher ist als die mittlere Höhe auf der Venus, sind tendenziell auch Regionen, in denen die gemessene Schwerkraft höher ist als im Durchschnitt. Dies bedeutet, dass ein großer Teil der mit der erhöhten Topographie verbundenen Masse nicht durch ein kompensierendes Massendefizit in der darunter liegenden Kruste, die die Topographie trägt (so genannte Wurzeln mit geringer Dichte), ausgeglichen wird, wie es auf der Erde der Fall ist (siehe Isostasie). Stattdessen könnte ein Teil des großräumigen Reliefs auf der Venus direkt auf die heutigen konvektiven Bewegungen im Erdmantel zurückzuführen sein. Erhöhte Topographie, wie z.B. Beta Regio, könnte über Regionen mit Mantelauftrieb liegen, während abgesenkte Topographie, wie z.B. Lavinia Planitia, über Regionen mit Mantelabtrieb liegen könnte.

Trotz der vielen allgemeinen Ähnlichkeiten zwischen Venus und Erde ist die geologische Entwicklung der beiden Planeten auffallend unterschiedlich verlaufen. Es gibt Hinweise darauf, dass der Prozess der Plattentektonik auf der Venus nicht funktioniert. Obwohl die Verformung der Lithosphäre tatsächlich durch Bewegungen des Erdmantels angetrieben zu werden scheint, bewegen sich die Lithosphärenplatten nicht wie auf der Erde hauptsächlich horizontal gegeneinander. Stattdessen sind die Bewegungen überwiegend vertikal, wobei sich die Lithosphäre als Reaktion auf die zugrunde liegenden konvektiven Bewegungen nach oben und unten verformt. Vulkanismus, Koronen und Risse konzentrieren sich in der Regel in Regionen mit Auftrieb, während die Deformationsgürtel der Ebenen in Regionen mit Abwind konzentriert sind. Die Bildung von zerklüfteten Hochebenen wie Aphrodite und Ishtar ist nicht so gut verstanden, aber der Mechanismus beinhaltet wahrscheinlich eine Art lokaler Krustenverdickung als Reaktion auf die Bewegungen des Erdmantels.

Das Fehlen von Plattentektonik auf der Venus könnte zum Teil auf die hohe Oberflächentemperatur des Planeten zurückzuführen sein, die die obere starre Schicht des Planeten – die Lithosphäre – schwimmfähiger und damit widerstandsfähiger gegen Subduktion macht als die Lithosphäre der Erde, wobei andere Faktoren gleich bleiben. Interessanterweise gibt es Hinweise darauf, dass die Lithosphäre der Venus dicker sein könnte als die der Erde und dass sie sich im Laufe der Zeit verdickt hat. Eine allmähliche, langfristige Verdickung der Venuslithosphäre könnte in der Tat mit der merkwürdigen Schlussfolgerung zusammenhängen, die aus den Krateraufzeichnungen der Venus gezogen wurde (siehe oben: Einschlagskrater) – dass nämlich der größte Teil des Planeten vor weniger als einer Milliarde Jahren eine kurze, aber intensive Periode geologischer Aufschüttungen erlebte. Eine mögliche Erklärung ist, dass es auf der Venus zu episodischen globalen Umwälzungen des Erdmantels kommt, bei denen sich eine zunächst dünne Lithosphäre langsam verdickt, bis sie in nahezu globalem Ausmaß umkippt und ein kurzes, massives geologisches Umwälzungsereignis auslöst. Wie oft dies in der Geschichte des Planeten geschehen ist und wann es wieder geschehen könnte, ist unbekannt.