Наблюдаемый темп остывания молодой нейтронной звезды в остатке сверхновой Кассиопея А превосходит оценки, основанные на обычных сценариях, в которых потери тепла в основном регулируются модифицированными урка-реакциями. Наиболее популярное объяснение столь быстрого остывания - PBF-механизм (от англ. "pair breaking and formation"), состоящий в потерях энергии за счёт распада и образования куперовских пар нейтронов с выделением нейтрино в ядре звезды. Он наиболее эффективен при температурах, немного меньших, чем критическая температура для возникновения нейтронной сверхтекучести. Для количественного описания наблюдений в рамках такой гипотезы требуются сильные ограничения на критические температуры протонной и нейтронной сверхтекучестей в ядре нейтронной звезды и на мощность PBF-механизма. Такие ограничения с трудом согласуются с современной теорией сверхплотной нуклонной материи. Чтобы их ослабить, ранее был предложен сценарий гибридного остывания, существенный вклад в которое, наряду с PBF-механизмом, дают прямые урка-процессы в небольшой центральной области звезды - ядрышке, которое намного меньше всего ядра. Мы показали, что при наличии такого ядрышка остывание нейтронной звезды в Кассиопее А можно успешно описать урка-реакциями и без привлечения PBF-механизма. Прямые урка-реакции в центральном ядрышке и модифицированные урка-реакции во внешнем ядре доминируют в остывании звезды на разных временах: модифицированные - на более ранних, а прямые - на более поздних. Ключевую роль в такой иерархии времён играет неизотермичность ядра: центральное ядрышко в течение значительного времени остаётся намного более холодным, чем окружающее его вещество. Предлагаемый сценарий остывания позволяет снять ограничения на параметры сверхтекучести нуклонов, возникавшие при использовании PBF-сценария и гибридного сценария. Наблюдаемую скорость остывания нейтронной звезды в Кассиопее А можно объяснить для различных комбинаций теоретических моделей уравнения состояния и нуклонных сверхтекучестей путём подбора подходящего размера центрального ядрышка, плотность которого должна немного превышать пороговую плотность, при которой начинают работать прямые урка-процессы. Кроме того, в работе построена упрощённая аналитическая модель остывания неизотермического ядра нейтронной звезды в урка-сценарии, вскрывающая зависимости темпа остывания на разных временах от параметров нейтронной звезды и её центрального ядрышка. Работа поддержана грантом РНФ 24-12-00320.