Le nickel 60, noté Ni, est l'isotope du nickel dont le nombre de masse est égal à 60 : son noyau atomique compte 28 protons et 32 neutrons avec un spin 0+ pour une masse atomique de 59,9307864 g/mol. Il est caractérisé par un défaut de masse de 64 468 100 ± 1 418 eV/c et une énergie de liaison nucléaire de 526 841 574 ± 1 420 eV.
C'est un isotope stable, dont l'abondance naturelle est de 26,2231 %. Il possède la quatrième énergie de liaison par nucléon la plus élevée connue : 8,7808 MeV par nucléon ; c'est le nickel 62 qui arrive en tête, avec 8,7946 MeV par nucléon, suivi par le Fe et le Fe.
Le Ni est le produit de désintégration du Fe à travers deux désintégrations β successives via le cobalt 60 avec des périodes respectivement de 2,6 millions et 5,27 années :
Or le fer 60 se forme lors des explosions de supernovae, ce qui rend les fluctuations de concentration du Fe et surtout du Ni intéressantes à étudier à travers le système solaire afin de dater les matériaux et de vérifier l'hypothèse selon laquelle l'explosion d'une supernova au voisinage de la nébuleuse primitive aurait été l'événement déclencheur de la formation du système solaire, il y aurait 4,6 milliards d'années. Malheureusement, cette tâche est rendue difficile par le fait que la distribution du Ni à travers le système solaire parait trop hétérogène pour permettre des conclusions définitives.