Venuksen sisätiloista tiedetään paljon vähemmän kuin sen pinnasta ja ilmakehästä. Koska planeetta on kuitenkin kokonaiskooltaan ja tiheydeltään paljon Maan kaltainen ja koska se oletettavasti akkretoitui samankaltaisista aineksista (ks. Aurinkokunta: Aurinkokunnan synty), tutkijat olettavat, että sillä on kehittynyt ainakin karkeasti samanlainen sisäinen tila. Siksi sillä on luultavasti metalliydin, tiheästä kiviaineksesta koostuva vaippa ja vähemmän tiheästä kiviaineksesta koostuva kuori. Ydin koostuu Maan tavoin todennäköisesti pääasiassa raudasta ja nikkelistä, vaikka Venuksen jonkin verran alhaisempi tiheys voikin viitata siihen, että sen ytimessä on myös jotain muuta, vähemmän tiheää ainetta, kuten rikkiä. Koska Venuksella ei ole havaittu omaa magneettikenttää, ei ole suoraa näyttöä metallisesta ytimestä, kuten Maan tapauksessa. Laskelmat Venuksen sisäisestä rakenteesta viittaavat siihen, että ytimen ulkoraja sijaitsee hieman yli 3 000 kilometrin päässä planeetan keskipisteestä.

Ytimen yläpuolella ja kuoren alapuolella on Venuksen vaippa, joka muodostaa suurimman osan planeetan tilavuudesta. Korkeista pintalämpötiloista huolimatta vaipan sisäiset lämpötilat ovat todennäköisesti samanlaiset kuin Maan vaipassa. Vaikka planeetan vaippa koostuu kiinteästä kiviaineksesta, siinä oleva materiaali voi hitaasti hiipiä tai virrata, aivan kuten jäätikön jää, ja mahdollistaa laajoja konvektioliikkeitä. Konvektio on suuri planeettojen sisäosien lämpötilojen tasaaja. Samoin kuin Maan lämmöntuotanto, myös Venuksen sisällä lämmön uskotaan syntyvän luonnollisten radioaktiivisten aineiden hajoamisesta. Tämä lämpö kulkeutuu pinnalle konvektion avulla. Jos lämpötila syvällä Venuksen sisällä olisi huomattavasti korkeampi kuin Maan sisällä, vaipan kivien viskositeetti laskisi jyrkästi, mikä nopeuttaisi konvektiota ja poistaisi lämmön nopeammin. Siksi Venuksen ja Maan syvien sisäosien lämpötilojen ei odoteta eroavan toisistaan dramaattisesti.

Kuten edellä todettiin, Venuksen kuoren koostumuksen uskotaan olevan basalttipohjainen. Painovoimatiedot viittaavat siihen, että kuoren paksuus on melko tasainen suuressa osassa planeettaa, tyypilliset arvot ovat ehkä 20-50 km (12-30 mailia). Mahdollisia poikkeuksia ovat tessera-ylängöt, joilla kuori voi olla huomattavasti paksumpi.

Konvektiiviset liikkeet planeetan vaipassa voivat aiheuttaa jännitystä pinnan lähellä oleviin materiaaleihin, ja Venuksen vaipassa tapahtuvat liikkeet voivat olla suurelta osin vastuussa tutkakuvissa havaituista tektonisista muodonmuutoksista. Venuksella painovoimakentän on havaittu korreloivan voimakkaammin topografian kanssa laajoilla alueellisilla mittakaavoilla kuin Maassa – toisin sanoen suuret alueet, joilla topografia on korkeampi kuin keskimääräinen korkeus Venuksella, ovat yleensä myös alueita, joilla mitattu painovoima on keskimääräistä korkeampi. Tämä merkitsee sitä, että suurta osaa pinnanmuodostuksen kohoamiseen liittyvästä lisääntyneestä massasta ei kompensoida kompensoivalla massavajeella pinnanmuodostusta tukevassa kuoressa (niin sanotut matalatiheyksiset juuret), kuten maapallolla (ks. isostaasi). Sen sijaan osa Venuksen laajamittaisesta pinnanmuodostuksesta saattaa johtua suoraan nykyisistä konvektioliikkeistä vaipassa. Kohonnut pinnanmuodostus, kuten Beta Regio, voi sijaita vaipan ylösvirtauksen alueiden yläpuolella, kun taas matalampi pinnanmuodostus, kuten Lavinia Planitia, voi sijaita vaipan alasvirtauksen alueiden yläpuolella.

Venuksen ja Maan monista yleisistä yhtäläisyyksistä huolimatta näiden kahden planeetan geologinen evoluutio on ollut silmiinpistävän erilainen. Todisteet viittaavat siihen, että Venuksella ei nykyään toimi laattatektoniikan prosessi. Vaikka litosfäärin muodonmuutos näyttääkin johtuvan vaipan liikkeistä, litosfäärilaatat eivät liiku pääasiassa horisontaalisesti toisiinsa nähden, kuten Maassa. Sen sijaan liikkeet ovat enimmäkseen pystysuoria, ja litosfääri vääntyy ylös ja alas vastauksena konvektioliikkeisiin. Vulkanismi, koronat ja repeämät keskittyvät yleensä ylöspäin suuntautuville alueille, kun taas tasankojen muodonmuutosvyöhykkeet keskittyvät alaspäin suuntautuville alueille. Afroditen ja Ishtarin kaltaisten jylhien ylänköalueiden muodostumista ei tunneta yhtä hyvin, mutta mekanismiin liittyy luultavasti jonkinlainen paikallinen maankuoren paksuuntuminen vasteena vaipan liikkeisiin.

Venuksen laattatektoniikan puuttuminen voi johtua osittain planeetan korkeasta pintalämpötilasta, joka tekee planeetan ylemmästä jäykästä kerrostumasta, eli litosfääristä, nosteellisemman ja siten kestävämmän subduktiota vastaan kuin Maan litosfääri, muiden tekijöiden oltua samat. Mielenkiintoista on, että on todisteita siitä, että Venuksen litosfääri saattaa olla paksumpi kuin Maan litosfääri ja että se on paksuuntunut ajan myötä. Venuksen litosfäärin asteittainen, pitkäaikainen paksuuntuminen voisi itse asiassa liittyä siihen outoon päätelmään, joka on tehty Venuksen kraatteriesiintymistä (ks. edellä törmäyskraatterit) – että suurin osa planeetasta koki lyhyen, mutta voimakkaan geologisen pinnanmuodostuksen jakson alle miljardi vuotta sitten. Yksi mahdollinen selitys on, että Venus saattaa kokea ajoittaisia globaaleja vaipan kaatumisia, joissa alun perin ohut litosfääri paksuuntuu hitaasti, kunnes se kaatuu lähes globaalissa mittakaavassa, mikä käynnistää lyhyen, massiivisen geologisen pinnanmuodostustapahtuman. Kuinka monta kertaa tämä on saattanut tapahtua planeetan historian aikana ja milloin se voi tapahtua uudelleen, ei tiedetä.