Se știe mult mai puțin despre interiorul lui Venus decât despre suprafața și atmosfera sa. Cu toate acestea, deoarece planeta se aseamănă foarte mult cu Pământul în ceea ce privește dimensiunea și densitatea generală și deoarece se presupune că s-a format din materiale similare (vezi sistemul solar: Originea sistemului solar), oamenii de știință se așteaptă ca aceasta să fi evoluat cel puțin într-o stare internă aproximativ similară. Prin urmare, probabil că are un nucleu de metal, o manta de rocă densă și o crustă de rocă mai puțin densă. Nucleul, ca și cel al Pământului, este probabil compus în principal din fier și nichel, deși densitatea ceva mai mică a lui Venus poate indica faptul că nucleul său conține și alte materiale mai puțin dense, cum ar fi sulful. Deoarece în cazul lui Venus nu a fost detectat niciun câmp magnetic intrinsec, nu există dovezi directe ale existenței unui nucleu metalic, așa cum există în cazul Pământului. Calculele privind structura internă a lui Venus sugerează că limita exterioară a nucleului se află la puțin peste 3.000 km de centrul planetei.

Deasupra nucleului și sub crustă se află mantaua lui Venus, care constituie cea mai mare parte a volumului planetei. În ciuda temperaturilor ridicate de la suprafață, temperaturile din interiorul mantalei sunt probabil similare cu cele din mantaua Pământului. Chiar dacă mantaua planetară este compusă din rocă solidă, materialul de acolo poate aluneca sau curge încet, la fel ca și gheața glaciară, permițând apariția unor mișcări convective ample. Convecția este un mare egalizator al temperaturilor din interioarele planetare. La fel ca în cazul producerii căldurii în interiorul Pământului, se crede că în interiorul planetei Venus căldura este generată de descompunerea materialelor radioactive naturale. Această căldură este transportată la suprafață prin convecție. Dacă temperaturile din interiorul lui Venus ar fi substanțial mai ridicate decât cele din interiorul Pământului, vâscozitatea rocilor din manta ar scădea brusc, accelerând convecția și eliminând căldura mai rapid. Prin urmare, nu se așteaptă ca interioarele profunde ale lui Venus și ale Pământului să difere dramatic în ceea ce privește temperatura.

După cum s-a menționat mai sus, compoziția crustei venusiene se crede că este dominată de bazalt. Datele gravitaționale sugerează că grosimea crustei este destul de uniformă pe o mare parte a planetei, cu valori tipice de poate 20-50 km (12-30 mile). Posibilele excepții sunt înălțimile de tessera, unde crusta poate fi semnificativ mai groasă.

Mișcările convective din mantaua unei planete pot face ca materialele din apropierea suprafeței să sufere tensiuni, iar mișcările din mantaua venusiană pot fi în mare parte responsabile pentru deformarea tectonică observată în imaginile radar. S-a constatat că pe Venus câmpul gravitațional se corelează mai puternic cu topografia la scări regionale largi decât pe Pământ – de exemplu, regiunile mari în care topografia este mai mare decât altitudinea medie pe Venus tind să fie, de asemenea, regiuni în care gravitația măsurată este mai mare decât media. Acest lucru implică faptul că o mare parte din masa crescută asociată cu topografia ridicată nu este compensată de un deficit compensator de masă în crusta subiacentă care o susține (așa-numitele rădăcini de densitate scăzută), așa cum se întâmplă pe Pământ (a se vedea izostazia). În schimb, este posibil ca o parte din relieful la scară largă de pe Venus să își datoreze originea direct mișcărilor convective din mantaua actuală. Topografia înălțată, cum ar fi Beta Regio, ar putea fi situată deasupra regiunilor de ascensiune a mantalei, în timp ce topografia coborâtă, cum ar fi Lavinia Planitia, ar putea fi situată deasupra regiunilor de coborâre a mantalei.

În ciuda numeroaselor asemănări generale dintre Venus și Pământ, evoluția geologică a celor două planete a fost izbitor de diferită. Dovezile sugerează că procesul de tectonică a plăcilor nu operează acum pe Venus. Deși deformarea litosferei pare într-adevăr să fie determinată de mișcările mantalei, plăcile litosferice nu se deplasează în principal pe orizontală una față de cealaltă, așa cum se întâmplă pe Pământ. În schimb, mișcările sunt în principal verticale, litosfera deformându-se în sus și în jos ca răspuns la mișcările convective subiacente. Vulcanismul, coroanele și fisurile tind să se concentreze în regiunile de urcare, în timp ce centurile de deformare a câmpiilor sunt concentrate în regiunile de coborâre. Formarea zonelor înalte accidentate, cum ar fi Afrodita și Ishtar, nu este la fel de bine înțeleasă, dar mecanismul implică probabil un fel de îngroșare locală a crustei ca răspuns la mișcările mantalei.

Absența tectonicii plăcilor pe Venus se poate datora în parte temperaturii ridicate de la suprafața planetei, care face ca stratul rigid superior al planetei – litosfera – să fie mai plutitoare și, prin urmare, mai rezistentă la subducție decât litosfera terestră, alți factori fiind egali. Interesant este faptul că există dovezi că litosfera venusiană ar putea fi mai groasă decât cea a Pământului și că s-a îngroșat în timp. O îngroșare treptată, pe termen lung, a litosferei lui Venus ar putea fi, de fapt, legată de concluzia curioasă trasă din istoricul craterelor de pe Venus (vezi mai sus Craterele de impact) – că cea mai mare parte a planetei a trecut printr-o perioadă scurtă, dar intensă, de resurgență geologică acum mai puțin de un miliard de ani. O posibilă explicație este aceea că Venus ar putea suferi răsturnări globale episodice ale mantalei sale, în care o litosferă inițial subțire se îngroașă încet până când se fondează la o scară aproape globală, declanșând un scurt și masiv eveniment de resurgență geologică. Nu se știe de câte ori s-ar fi putut întâmpla acest lucru pe parcursul istoriei planetei și când s-ar putea întâmpla din nou.

.