Mycket mindre är känt om Venus inre än om dess yta och atmosfär. Men eftersom planeten är mycket lik jorden i total storlek och densitet och eftersom den förmodligen ackreterats från liknande material (se solsystemet: Solsystemets ursprung), förväntar sig vetenskapsmännen ändå att den har utvecklat åtminstone ett grovt liknande inre tillstånd. Därför har den förmodligen en kärna av metall, en mantel av tät sten och en skorpa av mindre tät sten. Kärnan, liksom jordens, består troligen främst av järn och nickel, även om Venus något lägre densitet kan tyda på att dess kärna också innehåller något annat, mindre tätt material som t.ex. svavel. Eftersom inget inneboende magnetfält har upptäckts för Venus finns det inga direkta bevis för en metallisk kärna, vilket det finns för jorden. Beräkningar av Venus inre struktur tyder på att kärnans yttre gräns ligger drygt 3 000 km från planetens centrum.

Ovanför kärnan och under skorpan ligger Venus mantel, som utgör huvuddelen av planetens volym. Trots de höga yttemperaturerna är temperaturen i manteln troligen liknande den i jordens mantel. Även om en planetarisk mantel består av fast berg kan materialet där långsamt krypa eller flyta, precis som isglass gör, vilket gör att svepande konvektiva rörelser kan äga rum. Konvektion är en stor utjämnare av temperaturerna i planeternas inre. I likhet med värmeproduktionen inom jorden tros värmen inom Venus genereras av sönderfallet av naturliga radioaktiva material. Denna värme transporteras till ytan genom konvektion. Om temperaturen djupt inne på Venus skulle vara betydligt högre än på jorden skulle viskositeten hos stenarna i manteln sjunka kraftigt, vilket skulle påskynda konvektionen och leda till att värmen avlägsnas snabbare. Därför förväntas inte de djupa inre delarna av Venus och jorden skilja sig dramatiskt i temperatur.

Som nämnts ovan tros Venusskorpans sammansättning domineras av basalt. Gravitationsdata tyder på att skorpans tjocklek är ganska jämn över stora delar av planeten, med typiska värden på kanske 20-50 km (12-30 miles). Möjliga undantag är de tesseriska högländerna, där skorpan kan vara betydligt tjockare.

Kvektiva rörelser i en planets mantel kan leda till att material nära ytan utsätts för spänningar, och rörelser i Venus mantel kan till stor del vara ansvariga för den tektoniska deformation som observeras i radarbilder. På Venus har man funnit att gravitationsfältet korrelerar starkare med topografin över breda regionala skalor än vad det gör på jorden – dvs. stora regioner där topografin är högre än medelhöjden på Venus tenderar också att vara regioner där den uppmätta gravitationen är högre än genomsnittet. Detta innebär att en stor del av den ökade massan i samband med den upphöjda topografin inte kompenseras av ett kompenserande underskott av massa i den underliggande jordskorpan som stöder den (så kallade rötter med låg densitet), vilket är fallet på jorden (se isostas). I stället kan en del av den storskaliga reliefen på Venus ha sitt ursprung direkt från dagens konvektiva rörelser i manteln. Upphöjd topografi, såsom Beta Regio, skulle kunna ligga ovanför regioner med mantelyft, medan sänkt topografi, såsom Lavinia Planitia, skulle kunna ligga ovanför regioner med mantelyft.

Trots de många övergripande likheterna mellan Venus och jorden har den geologiska utvecklingen av de två planeterna varit påfallande olika. Bevis tyder på att den plattektoniska processen nu inte fungerar på Venus. Även om litosfärens deformation verkligen verkar drivas av mantelrörelser, rör sig litosfäriska plattor inte huvudsakligen horisontellt i förhållande till varandra, vilket de gör på jorden. I stället är rörelserna mestadels vertikala, och litosfären vrider sig uppåt och nedåt som svar på de underliggande konvektiva rörelserna. Vulkanism, koroner och sprickor tenderar att vara koncentrerade till regioner med uppåtgående vindar, medan deformationsbältena på slätterna är koncentrerade till regioner med nedåtgående vindar. Bildandet av skrovliga höglandsområden som Afrodite och Ishtar är inte lika väl förstått, men mekanismen inbegriper troligen någon form av lokal förtjockning av jordskorpan som svar på mantelrörelser.

Frånvaron av plattektonik på Venus kan delvis bero på planetens höga yttemperatur, vilket gör planetens övre styva skikt – litosfären – mer flytkraftigt och därmed mer motståndskraftigt mot subduktion än jordens litosfär, andra faktorer är likvärdiga. Intressant nog finns det bevis för att den venusiska litosfären kan vara tjockare än jordens och att den har förtjockats med tiden. En gradvis, långsiktig förtjockning av Venus litosfär skulle i själva verket kunna hänga samman med den märkliga slutsats som dragits av Venus kraterhistorik (se ovan Impact craters) – att större delen av planeten genomgick en kort men intensiv period av geologisk återupptäckt för mindre än en miljard år sedan. En möjlig förklaring är att Venus kan uppleva episodiska globala omvälvningar av sin mantel, där en till en början tunn litosfär långsamt förtjockas tills den grundläggs i nästan global skala, vilket utlöser en kort, massiv geologisk uppdukningshändelse. Hur många gånger detta kan ha inträffat under planetens historia och när det kan inträffa igen är okänt.