Эпсилон Стрельца (сокращенно ε Sgr), официально названная Каус Аустралис, представляет собой двойную звездную систему в южном созвездии Стрельца зодиакальной области. Ее видимая зрительная величина +1,85 делает ее самым ярким объектом в Стрельце. Звезда находится примерно на расстоянии 143 световых лет (44 парсек) от Солнца и является одной из самых ярких звезд в этом созвездии.
Звезда имеет одно из немногих имен с смешанным происхождением, поскольку "Каус" происходит из арабского слова, означающего "лук", в то время как "Аустралис" из латинского, означает "южный".
Основная звезда, ε Sagittarii A, в этой двойной системе имеет звездную классификацию B9.5 III, где класс светимости III подразумевает, что это эволюционировавшая гигантская звезда, исчерпавшая запас водорода в своем ядре.
Угловой диаметр этой звезды, измеренный интерферометрией и скорректированный на затемнение края эквивалентно физическому радиусу примерно в 6,8 раз больше радиуса Солнца. Это близко к эмпирически определенному значению в 6,9 солнечных радиусов. У нее примерно 3,5 раза больше массы, чем у Солнца, и излучает около 363 раза светимость Солнца из своей внешней атмосферы при эффективной температуре 9960 К. При этой температуре звезда светится с голубовато-белым оттенком.
Эта звезда вращается быстро со скоростью вращения 236 км в секунду. У нее есть магнитное поле со силой в диапазоне от 10,5 до 130,5 Гаусс, и она является источником рентгеновского излучения с светимостью около 10^30 эрг в секунду. Система обнаруживает избыточное излучение инфракрасного излучения, что свидетельствует о наличии околозвездного диска из пыли. Исходя из температуры этого диска, он вращается на среднем расстоянии в 155 астрономических единиц от основной звезды.
Вторичная звезда, ε Sagittarii B, находится под угловым расстоянием 2,392 угловых секунд от основной звезды под углом позиции 142,3°. На расстоянии этой системы этот угол эквивалентен физическому расстоянию примерно в 106 астрономических единиц, что помещает его внутрь диска обломков. Это звезда главной последовательности с массой, примерно равной 95% массе Солнца. Система имеет более высокую оптическую линейную поляризацию, чем ожидалось для ее расстояния от Солнца; это было приписано рассеянному свету от диска вторичной звезды. До ее обнаружения в 1993 году с использованием адаптивной оптической коронографии, этот спутник мог быть ответственным за спектральные аномалии, которые ранее приписывались первичной звезде. Существует кандидат на роль звездного спутника с угловым расстоянием 32,3 угловых секунды.