Muito menos se sabe sobre o interior de Vénus do que sobre a sua superfície e atmosfera. No entanto, porque o planeta é muito parecido com a Terra em tamanho e densidade geral e porque presumivelmente acreta de materiais similares (ver sistema solar: Origem do sistema solar), os cientistas esperam que ele evoluiu pelo menos um estado interno crudamente semelhante. Portanto, provavelmente tem um núcleo de metal, um manto de rocha densa, e uma crosta de rocha menos densa. O núcleo, como o da Terra, é provavelmente composto principalmente de ferro e níquel, embora a densidade um pouco mais baixa de Vénus possa indicar que o seu núcleo também contém algum outro material menos denso, como o enxofre. Como não foi detectado nenhum campo magnético intrínseco para Vênus, não há evidência direta para um núcleo metálico, como há para a Terra. Cálculos da estrutura interna de Vênus sugerem que o limite externo do núcleo está a pouco mais de 3.000 km do centro do planeta.

Acima do núcleo e abaixo da crosta está o manto de Vênus, compondo a maior parte do volume do planeta. Apesar das altas temperaturas superficiais, as temperaturas dentro do manto são provavelmente similares às do manto da Terra. Mesmo que um manto planetário seja composto de rocha sólida, o material lá pode lentamente rastejar ou fluir, tal como o gelo glacial, permitindo movimentos convectivos de varredura. A convecção é um grande equalizador das temperaturas dos interiores dos planetas. Semelhante à produção de calor dentro da Terra, pensa-se que o calor dentro de Vénus é gerado pela decomposição dos materiais radioactivos naturais. Este calor é transportado para a superfície por convecção. Se as temperaturas dentro de Vénus fossem substancialmente mais altas do que as temperaturas dentro da Terra, a viscosidade das rochas do manto cairia drasticamente, acelerando a convecção e removendo o calor mais rapidamente. Portanto, não se espera que os interiores profundos de Vênus e da Terra sejam drasticamente diferentes em temperatura.

Como observado acima, acredita-se que a composição da crosta venusiana é dominada pelo basalto. Os dados de gravidade sugerem que a espessura da crosta é bastante uniforme em grande parte do planeta, com valores típicos de talvez 20-50 km (12-30 milhas). Possíveis exceções são os planaltos de tessera, onde a crosta pode ser significativamente mais espessa.

Movimentos contundentes no manto de um planeta podem causar stress nos materiais próximos à superfície, e os movimentos no manto Venusiano podem ser amplamente responsáveis pela deformação tectônica observada nas imagens de radar. Em Vênus o campo gravitacional correlaciona-se mais fortemente com a topografia em amplas escalas regionais do que na Terra – ou seja, grandes regiões onde a topografia é mais alta do que a elevação média em Vênus também tendem a ser regiões onde a gravidade medida é mais alta do que a média. Isto implica que muito da massa aumentada associada à topografia elevada não é compensada por um défice compensatório de massa na crosta subjacente que a suporta (as chamadas raízes de baixa densidade), tal como acontece na Terra (ver isóstase). Em vez disso, parte do relevo em larga escala em Vénus pode dever-se directamente aos actuais movimentos convectivos no manto. Topografia elevada, como a Beta Regio, poderia estar acima de regiões de afloramento do manto, enquanto topografia baixa, como a Lavinia Planitia, poderia estar acima de regiões de afloramento do manto.

Apesar das muitas semelhanças gerais entre Vênus e Terra, a evolução geológica dos dois planetas tem sido surpreendentemente diferente. As evidências sugerem que o processo da tectónica de placas não opera agora em Vénus. Embora a deformação da litosfera pareça de facto ser impulsionada por movimentos do manto, as placas litosféricas não se movem principalmente horizontalmente umas em relação às outras, como acontece na Terra. Em vez disso, os movimentos são, na sua maioria, verticais, com a litosfera a deformar-se para cima e para baixo em resposta aos movimentos convectivos subjacentes. O vulcanismo, as coronárias e as fendas tendem a concentrar-se em regiões de afloramento, enquanto as faixas de deformação das planícies estão concentradas em regiões de afloramento. A formação de planaltos escarpados como Afrodite e Ishtar não é tão bem compreendida, mas o mecanismo provavelmente envolve algum tipo de espessamento da crosta local em resposta aos movimentos do manto.

A falta de tectônica de placas em Vênus pode ser devida em parte à alta temperatura superficial do planeta, o que torna a camada rígida superior do planeta – a litosfera – mais flutuante e, portanto, mais resistente à subducção do que a litosfera terrestre, sendo outros fatores iguais. Curiosamente, há evidências de que a litosfera venusiana pode ser mais espessa do que a da Terra e que ela se espessou com o tempo. Um espessamento gradual e a longo prazo da litosfera de Vénus poderia, de facto, estar relacionado com a curiosa conclusão retirada do registo de crateras de Vénus (ver acima Crateras de impacto) – que a maior parte do planeta passou por um breve mas intenso período de ressurgimento geológico há menos de um bilião de anos. Uma explicação possível é que Vénus pode ter sofrido uma inversão global episódica do seu manto, na qual uma litosfera inicialmente fina se espalha lentamente até se fundir numa escala quase global, desencadeando um breve e massivo evento de ressurfacing geológico. Quantas vezes isso pode ter ocorrido durante a história do planeta e quando isso pode acontecer novamente são desconhecidas.