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Además de una intensa actividad tectónica, Venus ha sufrido mucho vulcanismo. Las mayores efusiones volcánicas son los enormes campos de lava que cubren la mayor parte de las llanuras onduladas. Son similares en muchos aspectos a los campos de coladas de lava superpuestas que se ven en otros planetas, incluida la Tierra, pero son mucho más extensos. Los flujos individuales son en su mayoría largos y delgados, lo que indica que las lavas en erupción eran muy fluidas y, por lo tanto, podían fluir largas distancias sobre pendientes suaves. En la Tierra y en la Luna, las lavas que fluyen con tanta facilidad suelen ser basaltos, por lo que es probable que los basaltos también sean comunes en las llanuras de Venus.
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De los muchos tipos de características de los flujos de lava que se ven en las llanuras de Venus, ninguno es más notable que los largos y sinuosos canali. Estos canales serpenteantes suelen tener una anchura notablemente constante, que puede ser de hasta 3 km (2 millas). Suelen extenderse hasta 500 km (300 millas) por la superficie; uno de ellos tiene 6.800 km (4.200 millas) de longitud. Los canales probablemente fueron tallados por lavas de muy baja viscosidad que entraron en erupción con altas tasas de descarga. En algunos casos, los segmentos de los canales parecen ascender, lo que sugiere que la deformación de la corteza terrestre tuvo lugar después de que los canales fueran tallados e invirtió las suaves pendientes de la superficie hacia abajo en pendientes hacia arriba. Otros rasgos volcánicos similares a los canales en Venus incluyen rilles sinuosas que pueden ser tubos de lava colapsados, y grandes y complejos valles compuestos que aparentemente son el resultado de efusiones de lava particularmente masivas.
En muchos lugares de Venus, las erupciones volcánicas han construido edificios similares a los grandes volcanes de Hawai en la Tierra o a los asociados con la región de Tharsis en Marte. El Sif Mons es un ejemplo de este tipo de volcanes; hay más de 100 más distribuidos por todo el planeta. Conocidos como volcanes en escudo, alcanzan alturas de varios kilómetros sobre las llanuras circundantes y pueden tener cientos de kilómetros en su base. Están formados por muchas coladas de lava individuales apiladas unas sobre otras en un patrón radial. Se desarrollan cuando una fuente de lava situada bajo la superficie permanece fija y activa en un lugar el tiempo suficiente para que los materiales volcánicos que extruye se acumulen sobre ella en grandes cantidades. Al igual que los que se encuentran en las llanuras onduladas, los flujos que constituyen los volcanes en escudo son generalmente muy largos y delgados y probablemente están compuestos de basalto.
Foto NASA/JPL/Caltech (NASA photo # PIA00107)
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Cuando una fuente de lava subsuperficial se vacía de su contenido, el suelo sobre ella puede colapsar, formando una depresión llamada caldera. En Venus se observan muchas calderas volcánicas, tanto encima de los volcanes en escudo como en las extensas llanuras de lava. Suelen tener una forma aproximadamente circular y, en general, son similares a las calderas observadas en la Tierra y Marte. La región de la cumbre de Sif Mons, por ejemplo, presenta una caldera de 40-50 km de diámetro.
Foto NASA/JPL/Caltech (NASA photo # PIA00485)
Además de las extensas llanuras de lava y los enormes volcanes en escudo, hay muchas formas volcánicas más pequeñas. Enormes cantidades de pequeños conos volcánicos se distribuyen por las llanuras. Los llamados domos de panqueque, que suelen tener unas decenas de kilómetros de diámetro y alrededor de 1 km de altura, tienen un aspecto particularmente inusual y una forma notablemente circular. De cima plana y lados escarpados, parecen haberse formado cuando una masa de lava gruesa fue extruida desde un respiradero central y se extendió hacia afuera por una corta distancia en todas las direcciones antes de solidificarse. Las lavas que formaron estos domos eran claramente mucho más viscosas que la mayoría de las lavas de Venus. Su composición es desconocida, pero -dado el conocimiento de las lavas en la Tierra- es probable que sean mucho más ricas en sílice que los basaltos que se cree que predominan en otras partes del planeta.
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Foto NASA/JPL/Caltech (NASA photo # PIA00246)
Los edificios volcánicos no están distribuidos uniformemente en Venus. Aunque son comunes en todas partes, están especialmente concentrados en la región de Beta-Atla-Themis, entre las longitudes 180° y 300° E. Esta concentración puede ser consecuencia de un amplio afloramiento activo del manto venusino en esta zona, que ha provocado un mayor flujo de calor y la formación de depósitos de magma.
La nave espacial Venus Express encontró pruebas de volcanes activos en Venus. Un fuerte aumento de la cantidad de dióxido de azufre en la atmósfera en 2006 pudo deberse a erupciones volcánicas. En 2008 se observó la aparición de un punto caliente y su posterior enfriamiento en la zona de la grieta de Ganiki Chasma.