Les supernovae à effondrement de cœur (CCSN en anglais) émettent plus de lumière que toutes les étoiles de la galaxie dans laquelle leur étoile est née. Les restes de ces supernovae seront visibles pendant des siècles. Cependant, les informations sur les processus physiques dans le cœur de l'étoile sont transmises via un jet de neutrinos émis dix secondes seulement après le rebondissement du cœur. Alors que les télescopes ont le temps de détecter les rémanents de supernovae, les détecteurs de particules sur Terre s'attendent à voir la moitié des événements du flux de neutrinos dans la première seconde après l'effondrement du cœur. Le premier et unique signal de neutrinos provenant de CCSN a été détecté en 1987 (SN1987A). Depuis, nous cherchons toujours le prochain. Les neutrinos CCSN présentent un défi pour les détecteurs de particules, nécessitant sont observation d'une résolution en temps et en énergie très précises. Les détecteurs directs de matière noire fournissent un environnement unique pour étudier ce signal, à travers des mécanismes différents de ceux utilisés par les détecteurs à eau cerenkov ou à scintillateur liquide de grand volume. Les détecteurs de matière noire sont souvent situés sous terre, protégés du rayonnement cosmique et présentent un bruit de fond ultra-faible, ce qui leur permet d'observer potentiellement des neutrinos cosmiques, comme ceux provenant de notre Soleil. Ces derniers présentent un flux environ 10^4 inférieur à celui d'un flux de neutrinos CCSN au centre de la Voie Lactée. Le détecteur XENONnT est composé par une chambre de projection temporelle (TPC) à double phase remplie de xénon liquide, entourée d'un volume d'eau qui agit comme veto pour les muons ou les neutrons. XENONnT présente alors deux volumes de détection sensibles aux neutrinos CCSN : les 5,9 tonnes de xénon liquide dans le TPC, où les neutrinos devraient interagir via diffusion élastique cohérente avec les noyaux de xénon (CEνNS) ; et le réservoir d'eau avec 700 tonnes d'eau ultrapure dopée au sel de Gd, contenant le neutron veto (56 tonnes) et les muon veto (644 tonnes), dans lesquels les neutrinos devraient induire une réaction de désintégration bêta inverse (IBD). L'objectif de cette thèse est d'étudier le signal CCSN dans tous les volumes de détection disponibles, avec un accent particulier sur les interactions attendues des neutrinos dans le réservoir d'eau. Le manuscrit de la thèse est organisé comme suit. Le chapitre 1 couvre la physique des CCSNs, tandis que le chapitre 2 se concentre sur l'émission de neutrinos et leur propagation dans le milieu. L'état de l'art de la modélisation du flux de neutrinos CCSN, aboutissant à la sélection de l'un des modèles disponibles sera aussi présenté dans ce chapitre 2. Le chapitre 3 s'ouvre avec un aperçu des techniques de détection des neutrinos CCSN, incluant XENONnT. Le chapitre se termine par une simulation du signal CEνNS induit par le flux des neutrinos CCSN dans la TPC. Les deux derniers chapitres 4 et 5 sont consacrés à l'étude du signal CCSN dans le réservoir d'eau. En particulier, le chapitre 4 décrit les deux volumes sensibles, dont la micro-physique de la lumière Cerenkov induite par le signal des neutrinos CCSN. De plus, les taux d'éventements de IBD et les spectres qui seront utilisés pour la simulation du signal CCSN dans le réservoir d'eau sont discutés. Le chapitre 5 aborde la chaîne de simulation de neutrino CCSN, incluant le travail de digitalisation du signal IBD dans le vetos. Finalement, ce manuscrit se termine par un chapitre de conclusion dans lequel les résultats de simulation de CEνNS dans le LXe TPC et IBD dans le réservoir d'eau seront synthétisés. Ce travail a également été pensé pour fournir des lignes directrices précises aux scientifiques qui ont l'intention d'effectuer des projections nouvelles et mises à jour sur la détectabilité des neutrinos CCSN pour les futurs détecteurs de matière noire de plus grande envergure.