Er is veel minder bekend over het inwendige van Venus dan over zijn oppervlak en atmosfeer. Maar omdat de planeet qua afmetingen en dichtheid veel op de Aarde lijkt en omdat ze vermoedelijk uit gelijkaardige materialen is ontstaan (zie Zonnestelsel: Ontstaan van het zonnestelsel), verwachten wetenschappers dat ze inwendig minstens ongeveer dezelfde evolutie heeft doorgemaakt. Daarom heeft het waarschijnlijk een kern van metaal, een mantel van dicht gesteente, en een korst van minder dicht gesteente. De kern bestaat, net als die van de Aarde, waarschijnlijk hoofdzakelijk uit ijzer en nikkel, hoewel de iets lagere dichtheid van Venus erop kan wijzen dat haar kern ook ander, minder dicht materiaal bevat, zoals zwavel. Omdat er geen intrinsiek magnetisch veld is waargenomen bij Venus, is er geen direct bewijs voor een metalen kern, zoals wel het geval is bij de Aarde. Berekeningen van de interne structuur van Venus suggereren dat de buitenste grens van de kern iets meer dan 3000 km van het centrum van de planeet ligt.

Op de kern en onder de korst ligt de mantel van Venus, die het grootste deel van het volume van de planeet uitmaakt. Ondanks de hoge oppervlaktetemperaturen zijn de temperaturen in de mantel waarschijnlijk vergelijkbaar met die in de aardmantel. Hoewel een planetaire mantel uit vast gesteente bestaat, kan het materiaal er langzaam kruipen of stromen, net zoals ijs dat doet, waardoor ingrijpende convectieve bewegingen kunnen plaatsvinden. Convectie is een grote gelijkmaker van de temperaturen in het binnenste van planeten. Net zoals de warmteproductie op Aarde, wordt de warmte op Venus verondersteld opgewekt te worden door het verval van natuurlijke radioactieve materialen. Deze warmte wordt naar het oppervlak getransporteerd door convectie. Als de temperaturen in het binnenste van Venus veel hoger zouden zijn dan op Aarde, dan zou de viscositeit van het gesteente in de mantel sterk afnemen, waardoor de convectie zou versnellen en de warmte sneller zou afgevoerd worden. Daarom wordt niet verwacht dat het diepe binnenste van Venus en dat van de Aarde dramatisch verschillen in temperatuur.

Zoals hierboven opgemerkt, wordt aangenomen dat de samenstelling van de korst van Venus gedomineerd wordt door basalt. Zwaartekrachtgegevens suggereren dat de dikte van de korst tamelijk uniform is over een groot deel van de planeet, met typische waarden van misschien 20-50 km. Mogelijke uitzonderingen zijn de hooglanden van de tessera, waar de korst aanzienlijk dikker kan zijn.

Convectieve bewegingen in de mantel van een planeet kunnen materialen nabij het oppervlak onder spanning zetten, en bewegingen in de mantel van Venus zouden grotendeels verantwoordelijk kunnen zijn voor de tektonische vervorming die in radarbeelden waargenomen wordt. Op Venus blijkt het zwaartekrachtsveld over grote regionale schalen sterker te correleren met de topografie dan op Aarde – m.a.w. grote regio’s waar de topografie hoger is dan de gemiddelde hoogte op Venus zijn vaak ook regio’s waar de gemeten zwaartekracht hoger is dan gemiddeld. Dit betekent dat een groot deel van de toegenomen massa die geassocieerd wordt met de verhoogde topografie niet gecompenseerd wordt door een compenserend tekort aan massa in de onderliggende korst die de topografie ondersteunt (zogenaamde lage-dichtheid wortels), zoals dat wel het geval is op Aarde (zie isostasie). In plaats daarvan kan een deel van het grootschalige reliëf op Venus rechtstreeks te wijten zijn aan de huidige convectieve bewegingen in de aardmantel. Verhoogde topografie, zoals Beta Regio, zou kunnen liggen boven regio’s van opstuwing van de mantel, terwijl verlaagde topografie, zoals Lavinia Planitia, zou kunnen liggen boven regio’s van afvloeiing van de mantel.

Ondanks de vele overeenkomsten tussen Venus en de Aarde, is de geologische evolutie van de twee planeten opvallend verschillend geweest. Er zijn aanwijzingen dat het proces van plaattektoniek nu niet werkt op Venus. Hoewel de vervorming van de lithosfeer inderdaad lijkt te worden aangedreven door bewegingen van de mantel, bewegen lithosferische platen niet hoofdzakelijk horizontaal ten opzichte van elkaar, zoals ze dat op Aarde doen. In plaats daarvan zijn de bewegingen meestal verticaal, waarbij de lithosfeer op en neer beweegt als reactie op de onderliggende convectieve bewegingen. Vulkanisme, coronae en scheuren concentreren zich meestal in gebieden met opwaartse wervelingen, terwijl deformatiegordels van de vlakten geconcentreerd zijn in gebieden met neerwaartse wervelingen. De vorming van ruige hooglanden zoals Aphrodite en Ishtar wordt niet zo goed begrepen, maar het mechanisme omvat waarschijnlijk een soort plaatselijke verdikking van de korst als antwoord op de bewegingen van de mantel.

Het ontbreken van platentektoniek op Venus kan gedeeltelijk te wijten zijn aan de hoge oppervlaktetemperatuur van de planeet, die de bovenste stijve laag van de planeet – de lithosfeer – meer drijfvermogen geeft en daardoor beter bestand maakt tegen subductie dan de lithosfeer van de Aarde, als alle andere factoren gelijk blijven. Interessant is dat er aanwijzingen zijn dat de lithosfeer van Venus dikker is dan die van de Aarde en dat hij in de loop van de tijd dikker is geworden. Een geleidelijke, langdurige verdikking van de lithosfeer van Venus zou in verband kunnen worden gebracht met de merkwaardige conclusie die getrokken wordt uit de kraters van Venus (zie hierboven: inslagkraters) – dat het grootste deel van de planeet minder dan een miljard jaar geleden een korte maar intense periode van geologische opduikingen onderging. Een mogelijke verklaring is dat Venus af en toe een globale omwenteling van haar mantel ondergaat, waarbij een aanvankelijk dunne lithosfeer langzaam dikker wordt tot hij op een bijna globale schaal uiteenspat, wat een korte, massale geologische opduikingsgebeurtenis teweegbrengt. Het is niet bekend hoe vaak dit in de geschiedenis van de planeet is voorgekomen en wanneer het opnieuw zal gebeuren.