O wiele mniej wiadomo o wnętrzu Wenus niż o jej powierzchni i atmosferze. Niemniej jednak, ponieważ planeta jest bardzo podobna do Ziemi pod względem rozmiarów i gęstości oraz ponieważ prawdopodobnie powstała z podobnych materiałów (patrz Układ Słoneczny: Pochodzenie Układu Słonecznego), naukowcy spodziewają się, że jej stan wewnętrzny jest przynajmniej w przybliżeniu podobny. Dlatego prawdopodobnie posiada jądro z metalu, płaszcz z gęstych skał i skorupę z mniej gęstych skał. Jądro, podobnie jak ziemskie, prawdopodobnie składa się głównie z żelaza i niklu, chociaż nieco mniejsza gęstość Wenus może wskazywać, że jej jądro zawiera również inne, mniej gęste materiały, takie jak siarka. Ponieważ na Wenus nie wykryto wewnętrznego pola magnetycznego, nie ma bezpośrednich dowodów na istnienie metalicznego jądra, tak jak to jest w przypadku Ziemi. Obliczenia wewnętrznej struktury Wenus sugerują, że zewnętrzna granica jądra leży nieco ponad 3000 km (1860 mil) od środka planety.

Powyżej jądra i poniżej skorupy leży płaszcz Wenus, stanowiący większą część objętości planety. Pomimo wysokich temperatur na powierzchni, temperatury wewnątrz płaszcza są prawdopodobnie podobne do tych w płaszczu Ziemi. Mimo, że płaszcz planety składa się z litej skały, materiał w nim zawarty może powoli pełzać lub płynąć, podobnie jak lód na lodowcu, umożliwiając zachodzenie ruchów konwekcyjnych. Konwekcja jest wielkim wyrównywaczem temperatur we wnętrzach planet. Uważa się, że podobnie jak ciepło na Ziemi, ciepło na Wenus jest generowane przez rozpad naturalnych materiałów radioaktywnych. Ciepło to jest przenoszone na powierzchnię przez konwekcję. Jeśli temperatury w głębi Wenus byłyby znacznie wyższe niż na Ziemi, lepkość skał w płaszczu gwałtownie by spadła, przyspieszając konwekcję i szybciej odprowadzając ciepło. Dlatego nie oczekuje się, aby głębokie wnętrza Wenus i Ziemi różniły się drastycznie pod względem temperatury.

Jak zauważono powyżej, uważa się, że skład skorupy wenusjańskiej jest zdominowany przez bazalt. Dane grawitacyjne sugerują, że grubość skorupy jest dość jednolita na dużej części planety, z typowymi wartościami rzędu 20-50 km (12-30 mil). Możliwymi wyjątkami są wyżyny tessery, gdzie skorupa może być znacznie grubsza.

Ruchy konwekcyjne w płaszczu planety mogą powodować naprężenia w materiałach znajdujących się blisko powierzchni, a ruchy w wenusjańskim płaszczu mogą być w dużej mierze odpowiedzialne za deformacje tektoniczne obserwowane na obrazach radarowych. Stwierdzono, że pole grawitacyjne na Wenus jest silniej skorelowane z topografią w szerokich skalach regionalnych niż na Ziemi – tzn. duże regiony, gdzie topografia jest wyższa niż średnia wysokość na Wenus mają również tendencję do bycia regionami, gdzie mierzona grawitacja jest wyższa niż średnia. Oznacza to, że większa część zwiększonej masy związanej z wyniesioną topografią nie jest równoważona przez kompensujący deficyt masy w skorupie, która ją podtrzymuje (tzw. korzenie o niskiej gęstości), tak jak ma to miejsce na Ziemi (patrz izostaza). Zamiast tego, niektóre z szerokoskalowych rzeźb terenu na Wenus mogą zawdzięczać swoje pochodzenie bezpośrednio współczesnym ruchom konwekcyjnym w płaszczu. Podwyższona topografia, taka jak Beta Regio, może leżeć nad regionami wypiętrzania płaszcza, podczas gdy obniżona topografia, taka jak Lavinia Planitia, może leżeć nad regionami wypiętrzania płaszcza.

Pomimo wielu ogólnych podobieństw między Wenus a Ziemią, ewolucja geologiczna tych dwóch planet była uderzająco różna. Dowody sugerują, że proces tektoniki płyt nie działa obecnie na Wenus. Chociaż deformacja litosfery rzeczywiście wydaje się być napędzana przez ruchy płaszcza, płyty litosferyczne nie poruszają się głównie poziomo względem siebie, jak to ma miejsce na Ziemi. Zamiast tego, ruchy są głównie pionowe, z litosferą odkształcającą się w górę i w dół w odpowiedzi na leżące u podstaw ruchy konwekcyjne. Wulkanizm, korony i ryfty koncentrują się w regionach upwellingu, podczas gdy pasy deformacji równin koncentrują się w regionach downwellingu. Powstawanie nierównych wyżyn, takich jak Afrodyta i Isztar nie jest tak dobrze poznane, ale mechanizm prawdopodobnie obejmuje jakiś rodzaj lokalnego zagęszczania skorupy w odpowiedzi na ruchy płaszcza.

Brak tektoniki płyt na Wenus może być spowodowany częściowo wysoką temperaturą powierzchni planety, która sprawia, że górna sztywna warstwa planety – litosfera – jest bardziej wyporna, a przez to bardziej odporna na subdukcję niż ziemska litosfera, przy czym inne czynniki są równe. Co ciekawe, istnieją dowody na to, że wenusjańska litosfera może być grubsza niż ziemska i że zagęszczała się z czasem. Stopniowe, długotrwałe pogrubianie się wenusjańskiej litosfery może mieć związek z ciekawym wnioskiem wyciągniętym z wenusjańskiego zapisu kraterów (patrz wyżej Kratery uderzeniowe) – że większość planety przeszła krótki, lecz intensywny okres geologicznego wynurzania się mniej niż miliard lat temu. Jednym z możliwych wyjaśnień jest to, że Wenus może doświadczać epizodycznych globalnych przewrotów płaszcza, w których początkowo cienka litosfera powoli się zagęszcza, aż do momentu, gdy odkrywa się na niemal globalną skalę, wyzwalając krótkie, masywne geologiczne wynurzenie. Ile razy mogło się to zdarzyć w historii planety i kiedy może się to powtórzyć, nie wiadomo.