Sull’interno di Venere si sa molto meno che sulla sua superficie e atmosfera. Tuttavia, poiché il pianeta è molto simile alla Terra per dimensioni complessive e densità e perché presumibilmente si è accresciuto da materiali simili (vedi Sistema solare: Origine del sistema solare), gli scienziati si aspettano che si sia evoluto in uno stato interno almeno grossolanamente simile. Pertanto, probabilmente ha un nucleo di metallo, un mantello di roccia densa e una crosta di roccia meno densa. Il nucleo, come quello della Terra, è probabilmente composto principalmente da ferro e nichel, anche se la densità leggermente inferiore di Venere può indicare che il suo nucleo contiene anche qualche altro materiale meno denso come lo zolfo. Poiché nessun campo magnetico intrinseco è stato rilevato per Venere, non ci sono prove dirette di un nucleo metallico, come per la Terra. Calcoli sulla struttura interna di Venere suggeriscono che il confine esterno del nucleo si trova a poco più di 3.000 km dal centro del pianeta.

Sopra il nucleo e sotto la crosta si trova il mantello di Venere, che costituisce la maggior parte del volume del pianeta. Nonostante le alte temperature superficiali, le temperature all’interno del mantello sono probabilmente simili a quelle del mantello terrestre. Anche se il mantello di un pianeta è composto da roccia solida, il materiale può lentamente scivolare o scorrere, proprio come fa il ghiaccio glaciale, permettendo lo sviluppo di ampi movimenti convettivi. La convezione è un grande equalizzatore delle temperature degli interni planetari. Simile alla produzione di calore all’interno della Terra, si pensa che il calore all’interno di Venere sia generato dal decadimento di materiali radioattivi naturali. Questo calore viene trasportato in superficie dalla convezione. Se le temperature nelle profondità di Venere fossero sostanzialmente più alte di quelle della Terra, la viscosità delle rocce del mantello diminuirebbe bruscamente, accelerando la convezione e rimuovendo il calore più rapidamente. Pertanto, non ci si aspetta che gli interni profondi di Venere e della Terra differiscano drammaticamente in termini di temperatura.

Come notato in precedenza, si ritiene che la composizione della crosta venusiana sia dominata da basalto. I dati sulla gravità suggeriscono che lo spessore della crosta è abbastanza uniforme su gran parte del pianeta, con valori tipici di forse 20-50 km (12-30 miglia). Possibili eccezioni sono gli altipiani delle tessere, dove la crosta può essere significativamente più spessa.

I movimenti convettivi nel mantello di un pianeta possono far sì che i materiali vicini alla superficie subiscano uno stress, e i movimenti nel mantello venusiano possono essere ampiamente responsabili della deformazione tettonica osservata nelle immagini radar. Su Venere si è scoperto che il campo gravitazionale è correlato più fortemente con la topografia su ampie scale regionali di quanto non lo sia sulla Terra – cioè, le grandi regioni dove la topografia è più alta dell’elevazione media su Venere tendono anche ad essere regioni dove la gravità misurata è più alta della media. Questo implica che gran parte dell’aumento di massa associato alla topografia elevata non è compensato da un deficit compensativo di massa nella crosta sottostante che la sostiene (le cosiddette radici a bassa densità), come avviene sulla Terra (vedi isostasia). Invece, alcuni dei rilievi su larga scala su Venere potrebbero dovere la loro origine direttamente agli attuali moti convettivi nel mantello. La topografia rialzata, come Beta Regio, potrebbe trovarsi sopra regioni di risalita del mantello, mentre la topografia ribassata, come Lavinia Planitia, potrebbe trovarsi sopra regioni di discesa del mantello.

Nonostante le molte somiglianze generali tra Venere e la Terra, l’evoluzione geologica dei due pianeti è stata sorprendentemente diversa. L’evidenza suggerisce che il processo della tettonica a placche non opera attualmente su Venere. Anche se la deformazione della litosfera sembra effettivamente essere guidata dai movimenti del mantello, le placche litosferiche non si muovono principalmente in orizzontale l’una rispetto all’altra, come fanno sulla Terra. Invece, i movimenti sono principalmente verticali, con la litosfera che si deforma su e giù in risposta ai moti convettivi sottostanti. Il vulcanismo, le corone e le fratture tendono ad essere concentrate nelle regioni di upwelling, mentre le fasce di deformazione delle pianure sono concentrate nelle regioni di downwelling. La formazione di altipiani frastagliati come Afrodite e Ishtar non è così ben compresa, ma il meccanismo probabilmente implica qualche tipo di ispessimento locale della crosta in risposta ai moti del mantello.

La mancanza di tettonica a placche su Venere può essere dovuta in parte all’alta temperatura superficiale del pianeta, che rende lo strato superiore rigido del pianeta – la litosfera – più galleggiante e quindi più resistente alla subduzione rispetto alla litosfera terrestre, a parità di altri fattori. È interessante notare che ci sono prove che la litosfera venusiana può essere più spessa di quella terrestre e che si è addensata nel tempo. Un ispessimento graduale e a lungo termine della litosfera di Venere, infatti, potrebbe essere collegato alla curiosa conclusione tratta dal record di crateri di Venere (vedi sopra Crateri da impatto) – che la maggior parte del pianeta ha subito un breve ma intenso periodo di riemersione geologica meno di un miliardo di anni fa. Una possibile spiegazione è che Venere può sperimentare episodici rovesciamenti globali del suo mantello, in cui una litosfera inizialmente sottile si ispessisce lentamente fino a fondere su una scala quasi globale, innescando un breve, massiccio evento geologico di riemersione. Quante volte questo possa essere accaduto durante la storia del pianeta e quando possa accadere di nuovo sono sconosciuti.