Z praku

Rozdíl mezi naší planetou a Venuší je hlavně v jádru, které u Venuše není tvořeno dvěma částmi (tekutou a pevnou). Protože má Venuše velmi slabé magnetické pole, jde zřejmě o velké a pevné kovové jádro, které je s největší pravděpodobností tvořeno železem a niklem.
Kůra planety Venuše je relativně tenká – její hloubka je cca 50 km.  Asi 10 % planetárního povrchu je pokryto pohořími, která jsou vyšší než 10 kilometrů, 10 % tvoří pohoří, jejichž výška dosahuje od 2 do 10 km. Zbytek povrchu tvoří nížinné planiny. Věk nejstarších útvarů byl odhadnut na 500 milionů let. Venuše tedy byla ještě „ v nedávnu“ geologicky činná; radarové fotografie ukazují některé vyhaslé sopky, vulkanické útvary zvané kruhové dómy, které se podobají velkým puchýřům a vznikly tak, že láva při proniknutí na povrch vytvořila vypouklé bochníkové kopce, které se při chladnutí smršťovaly a popraskaly.  Jiné vulkanické útvary – kruhovité Corony – mají průměr i 200 kilometrů a svědčí o někdejší,  intenzívní sopečné činnosti. Kolem těch největších vrcholů Venuše (např. Maat Mons) je na snímcích vidět, jak se žhavá láva roztékala stovky kilometrů po pláních a při chladnutí po sobě zanechávala typický povrch. Některé oblasti Venuše mohou být vulkanicky aktivní doposud.
Mezi kůrou a jádrem se nachází pevný silikátový plášť, jenž sahá do hloubky asi 3000 kilometrů.
Povrch Venuše neustále halí atmosféra, tvořená oxidem uhličitým a mraky kyseliny sírové. Tohle jedovaté prostředí působí na povrch planety obrovským tlakem (podobným jaký by byl na Zemi na dně jezera, které je hluboké 900 metrů). Navíc atmosféra funguje jako žhavý poklop planety – přestože je Venuše od Slunce vzdálena mnohem dál než Merkur, je její teplota vyšší (průměrná povrchová teplota činí 480^oC a kovy jako cín a olovo by se tam snadno roztavily); je to důsledek skleníkového efektu, který způsobuje oxid uhličitý.
Povrch planety Venuše byl zmapován v roce 1989 americkou sondou Magellan, a to pomocí radaru, který byl schopen proniknout jejími mračny.
Venuše nemá žádné oběžnice.