Se sabe mucho menos sobre el interior de Venus que sobre su superficie y atmósfera. Sin embargo, dado que el planeta se parece mucho a la Tierra en cuanto a tamaño y densidad y que presumiblemente se acrecionó a partir de materiales similares (véase el sistema solar: Origen del sistema solar), los científicos esperan que haya evolucionado al menos en un estado interno aproximadamente similar. Por tanto, es probable que tenga un núcleo de metal, un manto de roca densa y una corteza de roca menos densa. El núcleo, al igual que el de la Tierra, probablemente esté compuesto principalmente de hierro y níquel, aunque la densidad algo menor de Venus puede indicar que su núcleo también contiene algún otro material menos denso, como el azufre. Dado que no se ha detectado ningún campo magnético intrínseco en Venus, no hay pruebas directas de la existencia de un núcleo metálico, como ocurre en la Tierra. Los cálculos de la estructura interna de Venus sugieren que el límite exterior del núcleo se encuentra a poco más de 3.000 km del centro del planeta.

Sobre el núcleo y bajo la corteza se encuentra el manto de Venus, que constituye la mayor parte del volumen del planeta. A pesar de las altas temperaturas de la superficie, es probable que las temperaturas dentro del manto sean similares a las del manto de la Tierra. Aunque el manto planetario está compuesto por roca sólida, el material que lo compone puede arrastrarse o fluir lentamente, al igual que lo hace el hielo de los glaciares, permitiendo que se produzcan amplios movimientos convectivos. La convección es un gran ecualizador de las temperaturas de los interiores planetarios. Al igual que la producción de calor en la Tierra, se cree que el calor en Venus se genera por la desintegración de materiales radiactivos naturales. Este calor es transportado a la superficie por convección. Si las temperaturas en las profundidades de Venus fueran sustancialmente más altas que las de la Tierra, la viscosidad de las rocas del manto descendería bruscamente, acelerando la convección y eliminando el calor más rápidamente. Por lo tanto, no se espera que los interiores profundos de Venus y de la Tierra difieran drásticamente en cuanto a la temperatura.

Como se señaló anteriormente, se cree que la composición de la corteza venusiana está dominada por el basalto. Los datos gravitatorios sugieren que el grosor de la corteza es bastante uniforme en gran parte del planeta, con valores típicos de quizás 20-50 km (12-30 millas). Las posibles excepciones son las tierras altas de las teselas, donde la corteza puede ser significativamente más gruesa.

Los movimientos convectivos en el manto de un planeta pueden hacer que los materiales cercanos a la superficie experimenten tensiones, y los movimientos en el manto de Venus pueden ser en gran medida responsables de la deformación tectónica observada en las imágenes de radar. En Venus, el campo de gravedad se correlaciona más fuertemente con la topografía en amplias escalas regionales que en la Tierra, es decir, las grandes regiones donde la topografía es más alta que la elevación media en Venus también tienden a ser regiones donde la gravedad medida es más alta que la media. Esto implica que gran parte del aumento de masa asociado a la topografía elevada no se compensa con un déficit de masa en la corteza subyacente que la soporta (las llamadas raíces de baja densidad), como ocurre en la Tierra (ver isostasia). En su lugar, parte del relieve a gran escala de Venus puede deber su origen directamente a los movimientos convectivos actuales en el manto. La topografía elevada, como la de Beta Regio, podría encontrarse sobre regiones de afloramiento del manto, mientras que la topografía baja, como la de Lavinia Planitia, podría encontrarse sobre regiones de afloramiento del manto.

A pesar de las muchas similitudes generales entre Venus y la Tierra, la evolución geológica de los dos planetas ha sido sorprendentemente diferente. Las evidencias sugieren que el proceso de tectónica de placas no opera actualmente en Venus. Aunque la deformación de la litosfera parece estar impulsada por los movimientos del manto, las placas litosféricas no se mueven principalmente de forma horizontal entre sí, como ocurre en la Tierra. En cambio, los movimientos son principalmente verticales, y la litosfera se deforma hacia arriba y hacia abajo en respuesta a los movimientos convectivos subyacentes. El vulcanismo, las coronas y las grietas tienden a concentrarse en las regiones de ascenso, mientras que los cinturones de deformación de las llanuras se concentran en las regiones de descenso. La formación de tierras altas escarpadas como Afrodita e Ishtar no se entiende tan bien, pero el mecanismo probablemente implica algún tipo de engrosamiento local de la corteza en respuesta a los movimientos del manto.

La falta de tectónica de placas en Venus puede deberse en parte a la alta temperatura de la superficie del planeta, que hace que la capa rígida superior del planeta -la litosfera- sea más boyante y, por tanto, más resistente a la subducción que la litosfera de la Tierra, a igualdad de otros factores. Curiosamente, hay pruebas de que la litosfera de Venus puede ser más gruesa que la de la Tierra y que se ha engrosado con el tiempo. Un engrosamiento gradual y a largo plazo de la litosfera de Venus podría estar relacionado con la curiosa conclusión extraída del registro de cráteres de Venus (véase más arriba Cráteres de impacto): que la mayor parte del planeta sufrió un breve pero intenso período de resurgimiento geológico hace menos de mil millones de años. Una posible explicación es que Venus puede experimentar vuelcos globales episódicos de su manto, en los que una litosfera inicialmente delgada se espesa lentamente hasta fundirse a una escala casi global, desencadenando un breve y masivo evento de resurgimiento geológico. Se desconoce cuántas veces puede haber ocurrido esto durante la historia del planeta y cuándo puede volver a suceder.