On en sait beaucoup moins sur l’intérieur de Vénus que sur sa surface et son atmosphère. Néanmoins, parce que la planète ressemble beaucoup à la Terre par sa taille et sa densité globales et parce qu’elle s’est vraisemblablement accrétée à partir de matériaux similaires (voir système solaire : Origine du système solaire), les scientifiques s’attendent à ce qu’elle ait évolué vers un état interne au moins grossièrement similaire. Par conséquent, elle possède probablement un noyau métallique, un manteau de roche dense et une croûte de roche moins dense. Le noyau, comme celui de la Terre, est probablement composé principalement de fer et de nickel, bien que la densité un peu plus faible de Vénus puisse indiquer que son noyau contient également d’autres matériaux moins denses, comme le soufre. Comme aucun champ magnétique intrinsèque n’a été détecté pour Vénus, il n’existe aucune preuve directe de la présence d’un noyau métallique, comme c’est le cas pour la Terre. Les calculs de la structure interne de Vénus suggèrent que la limite extérieure du noyau se situe à un peu plus de 3 000 km (1 860 miles) du centre de la planète.

Au-dessus du noyau et sous la croûte se trouve le manteau de Vénus, qui constitue la majeure partie du volume de la planète. Malgré les températures élevées en surface, les températures au sein du manteau sont probablement similaires à celles du manteau terrestre. Même si le manteau d’une planète est composé de roche solide, le matériau peut lentement se déplacer ou s’écouler, comme le fait la glace de glacier, ce qui permet à des mouvements convectifs importants de se produire. La convection est un grand égalisateur des températures des intérieurs planétaires. Tout comme la production de chaleur sur Terre, on pense que la chaleur à l’intérieur de Vénus est générée par la désintégration de matériaux radioactifs naturels. Cette chaleur est transportée à la surface par convection. Si les températures dans les profondeurs de Vénus étaient sensiblement plus élevées que celles de la Terre, la viscosité des roches du manteau diminuerait fortement, accélérant la convection et évacuant la chaleur plus rapidement. Par conséquent, on ne s’attend pas à ce que les intérieurs profonds de Vénus et de la Terre diffèrent radicalement en termes de température.

Comme indiqué plus haut, on pense que la composition de la croûte vénusienne est dominée par le basalte. Les données de gravité suggèrent que l’épaisseur de la croûte est assez uniforme sur une grande partie de la planète, avec des valeurs typiques de peut-être 20-50 km (12-30 miles). Les exceptions possibles sont les hautes terres de la tessère, où la croûte peut être nettement plus épaisse.

Les mouvements convectifs dans le manteau d’une planète peuvent faire subir des contraintes aux matériaux proches de la surface, et les mouvements dans le manteau vénusien peuvent être en grande partie responsables de la déformation tectonique observée sur les images radar. Sur Vénus, le champ de gravité présente une corrélation plus forte avec la topographie sur de larges échelles régionales que sur la Terre – c’est-à-dire que les grandes régions où la topographie est plus élevée que l’altitude moyenne sur Vénus tendent également à être des régions où la gravité mesurée est plus élevée que la moyenne. Cela implique qu’une grande partie de la masse accrue associée à la topographie élevée n’est pas compensée par un déficit compensatoire de masse dans la croûte sous-jacente qui la soutient (racines dites de faible densité), comme c’est le cas sur Terre (voir isostasie). Au lieu de cela, une partie du relief à grande échelle de Vénus pourrait avoir pour origine directe les mouvements convectifs actuels du manteau. Une topographie élevée, comme Beta Regio, pourrait se trouver au-dessus de régions de remontée du manteau, tandis qu’une topographie abaissée, comme Lavinia Planitia, pourrait se trouver au-dessus de régions de descente du manteau.

Malgré les nombreuses similitudes globales entre Vénus et la Terre, l’évolution géologique des deux planètes a été remarquablement différente. Les preuves suggèrent que le processus de la tectonique des plaques ne fonctionne pas actuellement sur Vénus. Bien que la déformation de la lithosphère semble effectivement être induite par les mouvements du manteau, les plaques lithosphériques ne se déplacent pas principalement horizontalement les unes par rapport aux autres, comme c’est le cas sur Terre. Au contraire, les mouvements sont principalement verticaux, la lithosphère se déformant de haut en bas en réponse aux mouvements convectifs sous-jacents. Le volcanisme, les couronnes et les rifts ont tendance à se concentrer dans les régions de remontée d’eau, tandis que les ceintures de déformation des plaines sont concentrées dans les régions de descente d’eau. La formation de hautes terres accidentées comme Aphrodite et Ishtar n’est pas aussi bien comprise, mais le mécanisme implique probablement une sorte d’épaississement local de la croûte en réponse aux mouvements du manteau.

L’absence de tectonique des plaques sur Vénus peut être due en partie à la température élevée de la surface de la planète, qui rend la couche supérieure rigide de la planète – la lithosphère – plus flottante et donc plus résistante à la subduction que la lithosphère de la Terre, les autres facteurs étant égaux. Il est intéressant de constater que la lithosphère vénusienne est peut-être plus épaisse que celle de la Terre et qu’elle s’est épaissie avec le temps. Un épaississement progressif et à long terme de la lithosphère vénusienne pourrait en fait être lié à la curieuse conclusion tirée des cratères de Vénus (voir ci-dessus Cratères d’impact), à savoir que la majeure partie de la planète a subi une brève mais intense période de resurfaçage géologique il y a moins d’un milliard d’années. L’une des explications possibles est que Vénus peut connaître des bouleversements épisodiques de son manteau, au cours desquels une lithosphère initialement mince s’épaissit lentement jusqu’à se fondre à une échelle quasi globale, déclenchant un bref événement de resurfaçage géologique massif. On ignore combien de fois cela a pu se produire au cours de l’histoire de la planète et quand cela pourrait se reproduire.